Kosmisen säteiden differentiaalinen energiaspektri on luonteeltaan teholaki (kaksoislogaritmisella asteikolla - kalteva suora viiva) (minimienergiat - keltainen vyöhyke, auringon modulaatio, keskimääräiset energiat - sininen vyöhyke, GCR, maksimienergiat - violetti vyöhyke, ekstragalaktinen vyöhyke CR)
Kosmiset säteet ovat alkuainehiukkasia ja atomiytimiä, jotka liikkuvat suurilla energioilla avaruudessa.
Perustiedot
Kosmisen säteen fysiikka pidetään osana korkean energian fysiikka Ja hiukkasfysiikka.
Kosmisen säteiden fysiikka opinnot:
- prosessit, jotka johtavat kosmisten säteiden syntymiseen ja kiihtymiseen;
- kosmisen säteen hiukkaset, niiden luonne ja ominaisuudet;
- kosmisen säteen hiukkasten aiheuttamat ilmiöt ulkoavaruudessa ja.
Maan ilmakehän rajalle putoavien korkeaenergisten ja neutraalien kosmisten hiukkasten virtausten tutkiminen on tärkein kokeellinen tehtävä.
Luokittelu kosmisten säteiden alkuperän mukaan:
- Galaxyssa
- planeettojen välisessä avaruudessa
Ensisijainen On tapana kutsua ekstragalaktisia ja galaktisia säteitä. Toissijainen On tapana kutsua hiukkasvirtoja maan ilmakehässä kulkeviksi ja muuttuviksi.
Kosmiset säteet ovat osa luonnonsäteilyä (taustasäteilyä) maan pinnalla ja ilmakehässä.
Ennen kiihdytinteknologian kehitystä kosmiset säteet olivat ainoa korkeaenergiaisten alkuainehiukkasten lähde. Siten positroni ja myoni löydettiin ensin kosmisista säteistä.
Kosmisen säteen energiaspektri koostuu 43 %:sta protonien energiasta, 23 %:sta heliumin (alfahiukkasten) energiasta ja 34 %:sta muiden hiukkasten välittämästä energiasta.
Partikkeliluvun mukaan kosmisista säteistä 92 % on protoneja, 6 % heliumytimiä, noin 1 % raskaampia alkuaineita ja noin 1 % elektroneja. Kun tutkitaan kosmisten säteiden lähteitä protoni-ydinkomponentin ulkopuolella, se havaitaan pääasiassa sen luomalla gammasäteilyvuolla ja elektroninen komponentti havaitaan sen tuottamasta synkrotronisäteilystä, joka osuu radioalueelle (erityisesti klo. metrin aallot - kun ne säteilevät tähtienvälisen väliaineen magneettikentässä) ja voimakkailla magneettikentillä kosmisen säteen lähteen alueella - ja korkeammille taajuusalueille. Siksi elektroniikkakomponentti voidaan havaita myös maanpäällisillä tähtitieteellisillä välineillä.
Perinteisesti kosmisissa säteissä havaitut hiukkaset jaetaan seuraaviin ryhmiin: (vastaavasti protonit, alfahiukkaset, kevyt, keskiraskas, raskas ja superraskas). Primäärisen kosmisen säteilyn kemiallisen koostumuksen piirre on ryhmän L ytimien (litium, beryllium, boori) poikkeuksellisen korkea (useitatuhansia kertoja) pitoisuus tähtien ja tähtienvälisen kaasun koostumukseen verrattuna. Tämä ilmiö selittyy sillä, että kosmisten hiukkasten syntymekanismi kiihdyttää ensisijaisesti raskaita ytimiä, jotka vuorovaikutuksessa tähtienvälisen väliaineen protonien kanssa hajoavat kevyemmiksi ytimiksi. Tämän oletuksen vahvistaa se tosiasia, että kosmisilla säteillä on erittäin korkea isotropia.
Kosmisen säteen fysiikan historia
Ensimmäinen osoitus maan ulkopuolisen alkuperän ionisoivan säteilyn olemassaolosta saatiin 1900-luvun alussa kaasujen johtavuutta tutkivissa kokeissa. Kaasussa havaittua spontaania sähkövirtaa ei voitu selittää maapallon luonnollisesta radioaktiivisuudesta johtuvalla ionisaatiolla. Havaittu säteily osoittautui niin läpäiseväksi, että ionisaatiokammioissa havaittiin edelleen jäännösvirtaa, joka oli suojattu paksuilla lyijykerroksilla. Vuosina 1911-1912 suoritettiin useita kokeita ilmapallojen ionisaatiokammioilla. Hess havaitsi, että säteily lisääntyy korkeuden mukana, kun taas maan radioaktiivisuuden aiheuttaman ionisaation pitäisi vähentyä korkeuden mukana. Colhersterin kokeet osoittivat, että tämä säteily suuntautuu ylhäältä alas.
Vuosina 1921-1925 amerikkalainen fyysikko Millikan, tutkiessaan kosmisen säteilyn absorptiota maapallon ilmakehässä havaintokorkeudesta riippuen, havaitsi, että lyijyssä tämä säteily absorboituu samalla tavalla kuin ytimien gammasäteily. Millikan kutsui tätä säteilyä ensimmäisenä kosmisiksi säteiksi. Vuonna 1925 Neuvostoliiton fyysikot L.A. Tuvim ja L.V. Mysovsky mittasivat kosmisen säteilyn absorption vedessä: kävi ilmi, että tämä säteily absorboitui kymmenen kertaa vähemmän kuin ytimien gammasäteily. Mysovsky ja Tuwim havaitsivat myös, että säteilyn intensiteetti riippuu ilmanpaineesta - he löysivät "ilmanpainevaikutuksen". D.V. Skobeltsynin kokeet jatkuvaan magneettikenttään sijoitetulla pilvikammion kanssa mahdollistivat kosmisten hiukkasten jälkien (jälkien) "näkemisen" ionisaation vuoksi. D. V. Skobeltsyn löysi kosmisten hiukkasten suihkut. Kosmisilla säteillä tehdyt kokeet mahdollistivat joukon perustavanlaatuisia löytöjä mikromaailman fysiikasta.
Vuonna 1932 Anderson löysi positronin kosmisista säteistä. Vuonna 1937 Anderson ja Neddermeyer löysivät myonit ja osoittivat niiden hajoamisen tyypin. Vuonna 1947 löydettiin pi-mesonit. Vuonna 1955 kosmisissa säteissä todettiin K-mesonien sekä raskaiden neutraalien hiukkasten - hyperonien - läsnäolo. Kvantille ominaista "outoutta" ilmeni kokeissa kosmisilla säteillä. Kosmisilla säteillä tehdyt kokeet nostivat esiin kysymyksen pariteetin säilymisestä, havaitsivat nukleonivuorovaikutuksissa hiukkasten usean syntymisen prosesseja ja mahdollistivat tehokkaan poikkileikkauksen arvon määrittämisen korkeaenergisten nukleonien vuorovaikutukselle. Avaruusrakettien ja -satelliittien tulo johti uusiin löytöihin - Maan (1958, (S.N. Vernov ja A.E. Chudakov) ja heistä riippumatta samana vuonna Van Allenin löytämiseen) ja mahdollisti uusien galaktisten tutkimusmenetelmien luomisen. ja intergalaktiset tilat.
Korkean energian varautuneiden hiukkasten virrat lähellä maapalloa
Lähi-Maa-avaruudessa (NES) on useita erilaisia kosmisia säteitä. Kiinteät säteet sisältävät yleensä galaktisia kosmisia säteitä (GCR), albedohiukkasia ja säteilyvyöhykettä. Ei-kiinteät säteet sisältävät auringon kosmiset säteet (SCR).
Galaktiset kosmiset säteet (GCR)
Galaktiset kosmiset säteet (GCR) koostuvat erilaisten kemiallisten alkuaineiden ytimistä, joilla on kineettistä energiaa E enemmän kuin useita kymmeniä MeV/nukleonia, samoin kuin elektroneja ja positroneja E>10 MeV. Nämä hiukkaset tulevat planeettojen väliseen avaruuteen tähtienvälisestä väliaineesta. Todennäköisimmiksi kosmisten säteiden lähteiksi katsotaan soihdut ja niistä johtuvat. Pulsarien sähkömagneettiset kentät kiihdyttävät varautuneita hiukkasia, jotka sitten hajoavat tähtienvälisten magneettikenttien avulla. On kuitenkin mahdollista, että alueella E<100 МэВ/нуклон частицы образуются за счет ускорения в межпланетной среде частиц и . Дифференциальный энергетический спектр ГКЛ носит степенной характер.
Toissijaiset hiukkaset Maan magnetosfäärissä: säteilyvyö, albedohiukkaset
Ultrakorkean energian kosmiset säteet
Joidenkin hiukkasten energia ylittää GZK-rajan (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - kosmisten säteiden teoreettisen energiarajan 5·10 19 eV, joka johtuu niiden vuorovaikutuksesta kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn fotonien kanssa. AGASA-observatorio tallensi useita kymmeniä tällaisia hiukkasia vuodessa. Näillä havainnoilla ei vielä ole riittävästi perusteltua tieteellistä selitystä.
Kosmisen säteiden havaitseminen
Pitkään kosmisten säteiden löytämisen jälkeen menetelmät niiden rekisteröimiseksi eivät eronneet hiukkasten rekisteröintimenetelmistä kiihdyttimissä, useimmiten kaasupurkauslaskureissa tai stratosfääriin tai ulkoavaruuteen nostetuissa ydinvalokuvausemulsioissa. Mutta tämä menetelmä ei salli korkeaenergisten hiukkasten systemaattista havainnointia, koska niitä esiintyy melko harvoin, ja tilaa, jossa tällainen laskuri voi suorittaa havaintoja, rajoittaa sen koko.
Nykyaikaiset observatoriot toimivat eri periaatteilla. Kun korkeaenerginen hiukkanen saapuu ilmakehään, se vuorovaikuttaa ilman atomien kanssa ensimmäisissä 100 g/cm²:ssä muodostaen hiukkassumun, pääasiassa pioneja ja myoneja, jotka puolestaan tuottavat muita hiukkasia ja niin edelleen. Muodostuu hiukkaskartio, jota kutsutaan suihkuksi. Tällaiset hiukkaset liikkuvat nopeudella, joka ylittää valon nopeuden ilmassa, mikä johtaa Tšerenkovin hehkuun, joka tallennetaan. Tämän tekniikan avulla voidaan seurata satojen neliökilometrien laajuisia taivaan alueita.
Boris Arkadjevitš Khrenov,
Fysikaalisten ja matemaattisten tieteiden tohtori, Nimetty ydinfysiikan tutkimuslaitos. D. V. Skobeltsyn Moskovan valtionyliopisto. M. V. Lomonosova
"Tiede ja elämä" nro 10, 2008
Lähes sata vuotta on kulunut siitä, kun kosmiset säteet löydettiin - varautuneiden hiukkasten virrat, jotka tulevat maailmankaikkeuden syvyyksistä. Sen jälkeen on tehty monia kosmiseen säteilyyn liittyviä löytöjä, mutta monia mysteereitä on edelleen jäljellä. Yksi niistä on ehkä kiehtovin: mistä tulevat hiukkaset, joiden energia on yli 10 20 eV, eli lähes miljardi biljoonaa elektronivolttia, miljoona kertaa suurempi kuin mitä saadaan tehokkaimmalla kiihdytin Suuri hadronitörmätin? Mitkä voimat ja kentät kiihdyttävät hiukkaset sellaisiin hirviömäisiin energioihin?
Itävaltalainen fyysikko Victor Hess löysi kosmiset säteet vuonna 1912. Hän oli Wienin Radium-instituutin työntekijä ja suoritti ionisoitujen kaasujen tutkimusta. Siihen mennessä he tiesivät jo, että kaikki kaasut (ilmakehä mukaan lukien) ovat aina lievästi ionisoituneita, mikä osoitti radioaktiivisen aineen (kuten radiumin) läsnäolon joko kaasussa tai ionisaatiota mittaavan laitteen lähellä, todennäköisimmin maankuoressa. Kokeet ionisaatioilmaisimen nostamisesta ilmapalloon suunniteltiin testaamaan tätä oletusta, koska kaasun ionisaation pitäisi vähentyä etäisyyden mukaan maanpinnasta. Vastaus oli päinvastainen: Hess löysi jonkin verran säteilyä, jonka intensiteetti kasvoi korkeuden myötä. Tämä viittasi ajatukseen, että se olisi peräisin avaruudesta, mutta viimein pystyttiin todistamaan säteiden maan ulkopuolinen alkuperä vasta lukuisten kokeiden jälkeen (W. Hess sai Nobel-palkinnon vasta vuonna 1936). Muistakaamme, että termi "säteily" ei tarkoita, että nämä säteet olisivat puhtaasti sähkömagneettisia (kuten auringonvalo, radioaallot tai röntgensäteet); sen avulla löydettiin ilmiö, jonka luonnetta ei vielä tiedetty. Ja vaikka pian kävi selväksi, että kosmisten säteiden pääkomponentti on kiihdytetyt varautuneet hiukkaset, protonit, termi säilytettiin. Uuden ilmiön tutkiminen alkoi nopeasti tuottaa tuloksia, joita yleensä pidetään "tieteen kärjenä".
Erittäin korkeaenergisten kosmisten hiukkasten löytäminen välittömästi (kauan ennen protonikiihdytin luomista) herätti kysymyksen: mikä on mekanismi varautuneiden hiukkasten kiihdyttämiseksi astrofysikaalisissa kohteissa? Nykyään tiedämme, että vastaus osoittautui ei-triviaaliksi: luonnollinen, "kosminen" kiihdytin eroaa radikaalisti ihmisen valmistamista kiihdyttimistä.
Pian kävi selväksi, että kosmiset protonit, jotka lentävät aineen läpi, ovat vuorovaikutuksessa sen atomien ytimien kanssa ja synnyttävät aiemmin tuntemattomia epävakaita alkuainehiukkasia (ne havaittiin ensisijaisesti Maan ilmakehässä). Niiden syntymekanismin tutkiminen on avannut hedelmällisen tien alkuainehiukkasten taksonomian rakentamiselle. Laboratoriossa he oppivat kiihdyttämään protoneja ja elektroneja ja tuottamaan niistä valtavia virtoja, verrattoman tiheämpiä kuin kosmisissa säteissä. Viime kädessä kiihdyttimissä energiaa saaneiden hiukkasten vuorovaikutusta koskevat kokeet johtivat modernin kuvan luomiseen mikromaailmasta.
Vuonna 1938 ranskalainen fyysikko Pierre Auger löysi merkittävän ilmiön - sekundaaristen kosmisten hiukkasten suihkut, jotka syntyvät primääristen protonien ja erittäin korkean energian ytimien vuorovaikutuksen seurauksena ilmakehän atomien ytimien kanssa. Kävi ilmi, että kosmisten säteiden spektrissä on hiukkasia, joiden energia on suuruusluokkaa 10 15 –10 18 eV - miljoonia kertoja enemmän kuin laboratoriossa kiihdytettyjen hiukkasten energia. Akateemikko Dmitry Vladimirovich Skobeltsyn piti tällaisten hiukkasten tutkimista erityisen tärkeänä ja järjesti heti sodan jälkeen vuonna 1947 yhdessä lähimpien kollegojensa G. T. Zatsepinin ja N. A. Dobrotinin kanssa kattavat tutkimukset ilmakehän sekundaaristen hiukkasten kaskadeista, joita kutsutaan laajoiksi ilmasuihkuiksi ( EAS). Ensimmäisten kosmisten säteiden tutkimusten historia löytyy N. Dobrotinin ja V. Rossin kirjoista. Ajan myötä koulu D.V. Skobeltsyna kasvoi yhdeksi maailman tehokkaimmista ja määräsi useiden vuosien ajan pääsuunnat ultrakorkean energian kosmisten säteiden tutkimuksessa. Hänen menetelmänsä mahdollistivat tutkittavien energioiden alueen laajentamisen ilmapalloilla ja satelliiteilla tallennetuista 10 9 – 10 13 eV arvoista 10 13 – 10 20 eV:iin. Kaksi näkökohtaa teki näistä tutkimuksista erityisen houkuttelevia.
Ensinnäkin tuli mahdolliseksi käyttää luonnon itsensä luomia korkeaenergisiä protoneja niiden vuorovaikutuksen tutkimiseen ilmakehän atomien ytimien kanssa ja alkuainehiukkasten hienoimman rakenteen tulkitsemiseen.
Toiseksi tuli mahdolliseksi löytää avaruudesta esineitä, jotka pystyivät kiihdyttämään hiukkaset erittäin suuriin energioihin.
Ensimmäinen näkökohta ei osoittautunut niin hedelmälliseksi kuin toivottiin: alkuainehiukkasten hienorakenteen tutkiminen vaati paljon enemmän tietoa protonien vuorovaikutuksesta kuin kosmiset säteet pystyvät tarjoamaan. Samalla mikromaailman ymmärtämiseen annettiin tärkeä panos tutkimalla protonien vuorovaikutuksen yleisimpien ominaisuuksien riippuvuutta niiden energiasta. Juuri EAS-tutkimuksen aikana havaittiin ominaisuus sekundäärihiukkasten lukumäärän ja niiden energian jakautumisen riippuvuudessa primäärihiukkasen energiasta, joka liittyy alkuainehiukkasten kvarkkigluonirakenteeseen. Nämä tiedot vahvistettiin myöhemmin kiihdyttimillä tehdyissä kokeissa.
Nykyään on rakennettu luotettavia malleja kosmisten säteiden vuorovaikutuksesta ilmakehän atomien ytimien kanssa, jotka ovat mahdollistaneet niiden korkeimpien energioiden primäärihiukkasten energiaspektrin ja koostumuksen tutkimisen. Kävi selväksi, että kosmiset säteet eivät näytä vähempää roolia galaksin kehityksen dynamiikassa kuin sen kentät ja tähtienväliset kaasuvirrat: kosmisten säteiden, kaasun ja magneettikentän ominaisenergia on suunnilleen 1 eV/cm 3. Tällaisella energiatasapainolla tähtienvälisessä väliaineessa on luonnollista olettaa, että kosmisen säteen hiukkasten kiihtyvyys tapahtuu todennäköisimmin samoissa kohteissa, jotka vastaavat lämpenemisestä ja kaasun vapautumisesta, esimerkiksi novoissa ja supernoveissa niiden räjähdyksen aikana.
Enrico Fermi ehdotti ensimmäistä kosmisen säteen kiihtyvyyden mekanismia protoneille, jotka törmäävät kaoottisesti tähtienvälisen plasman magnetoitujen pilvien kanssa, mutta ei pystynyt selittämään kaikkia kokeellisia tietoja. Vuonna 1977 akateemikko Hermogenes Filippovich Krymsky osoitti, että tämän mekanismin pitäisi kiihdyttää supernovajäänteiden hiukkasia paljon voimakkaammin shokkiaaltorinteillä, joiden nopeudet ovat suuruusluokkaa suurempia kuin pilvien nopeudet. Nykyään on luotettavasti osoitettu, että kosmisten protonien ja ytimien kiihdytysmekanismi supernovaen kuorissa olevan shokkiaallon vaikutuksesta on tehokkain. Mutta se on epätodennäköistä, että se pystyisi toistamaan sitä laboratorio-olosuhteissa: kiihtyvyys tapahtuu suhteellisen hitaasti ja vaatii valtavia määriä energiaa kiihtyneiden hiukkasten pidättämiseen. Supernova-kuorissa nämä olosuhteet ovat olemassa johtuen räjähdyksen luonteesta. On huomionarvoista, että kosmisten säteiden kiihtyvyys tapahtuu ainutlaatuisessa astrofysikaalisessa esineessä, joka on vastuussa kosmisissa säteissä todellisuudessa läsnä olevien raskaiden (heliumia raskaampien ytimien) synteesistä.
Galaksistamme tunnetaan useita alle tuhat vuotta vanhoja supernoveja, jotka on havaittu paljain silmin. Tunnetuimpia ovat Härän tähdistössä oleva rapu-sumu ("Rapu" on jäännös Supernova-räjähdyksestä vuonna 1054, todettiin itäisissä kronikoissa), Cassiopeia-A (tähtitieteilijä Tycho Brahe havaitsi vuonna 1572) ja Kepler-supernova. Ophiuchuksen tähdistössä (1680). Niiden kuorien halkaisijat ovat nykyään 5–10 valovuotta (1 valovuosi = 10 16 m), eli ne laajenevat nopeudella, joka on luokkaa 0,01 valonnopeutta ja sijaitsevat noin kymmenen tuhannen valon etäisyydellä. vuosia maapallolta. Chandran, Hubblen ja Spitzerin avaruusobservatoriot havaitsivat supernovaen ("sumut") kuoret optisilla, radio-, röntgen- ja gammasäteilyalueilla. He osoittivat luotettavasti, että elektronien ja protonien kiihtyvyys, johon liittyy röntgensäteily, todella tapahtuu kuorissa.
Noin 60 alle 2000 vuotta vanhaa supernovajäännöstä voisi täyttää tähtienvälisen avaruuden kosmisilla säteillä, joilla on mitattu ominaisenergia (~1 eV/cm 3), kun taas alle kymmenen niistä tunnetaan. Tämä puute selittyy sillä, että galaksin tasossa, jossa tähdet ja supernovat ovat keskittyneet, on paljon pölyä, joka ei välitä valoa maan päällä olevalle tarkkailijalle. Havainnot röntgen- ja gammasäteillä, joiden pölykerros on läpinäkyvä, ovat mahdollistaneet havaittujen "nuorten" supernovakuorten luettelon laajentamisen. Viimeisin näistä äskettäin löydetyistä kuorista oli Supernova G1.9+0.3, joka havaittiin Chandra-röntgenteleskoopilla tammikuusta 2008 alkaen. Arviot sen kuoren koosta ja laajenemisnopeudesta osoittavat, että se leimahti noin 140 vuotta sitten, mutta se ei ollut näkyvissä optisella alueella, koska Galaxyn pölykerros absorboi sen valon täydellisesti.
Linnunradan galaksissamme räjähtävistä supernoveista saatuja tietoja täydentävät paljon rikkaammat tilastot muiden galaksien supernovaista. Suora vahvistus kiihtyneiden protonien ja ytimien läsnäolosta on neutraalien pionien hajoamisen seurauksena syntyvä gammasäteily, jossa on korkean energian fotoneja - protonien (ja ytimien) vuorovaikutuksen tuotteita lähdeaineen kanssa. Tällaisia korkeaenergisiä fotoneja tarkkaillaan teleskooppien avulla, jotka havaitsevat sekundääristen EAS-hiukkasten lähettämän Vavilov-Cherenkov-hohteen. Edistyksellisin tämän tyyppinen instrumentti on kuuden teleskoopin ryhmä, joka on luotu yhteistyössä HESSin kanssa Namibiassa. Ravun gammasäteet mitattiin ensimmäisenä, ja sen intensiteetistä tuli intensiteetin mitta muille lähteille.
Saatu tulos ei ainoastaan vahvista protonien ja ytimien kiihdytysmekanismin olemassaoloa supernovassa, vaan antaa myös mahdollisuuden arvioida kiihtyneiden hiukkasten spektriä: "toissijaisten" gammasäteiden ja "primääristen" protonien ja ytimien spektrit ovat erittäin lähellä. Ravun magneettikenttä ja sen koko mahdollistavat protonien kiihtymisen 10 15 eV luokkaa oleviin energioihin. Kosmisen säteen hiukkasten spektrit lähteessä ja tähtienvälisessä väliaineessa ovat jonkin verran erilaisia, koska hiukkasten lähteen todennäköisyys ja hiukkasten elinikä galaksissa riippuvat hiukkasen energiasta ja varauksesta. Maan läheltä mitattujen kosmisten säteiden energiaspektrin ja koostumuksen vertaaminen lähteen spektriin ja koostumukseen mahdollisti hiukkasten matkan tähtien välillä. Maan lähellä sijaitsevissa kosmisissa säteissä litium-, beryllium- ja booriytimiä oli huomattavasti enemmän kuin lähteessä - niiden lisämäärä ilmenee raskaampien ytimien vuorovaikutuksen seurauksena tähtienvälisen kaasun kanssa. Mittaamalla tämän eron laskemme summan X aine, jonka läpi kosmiset säteet kulkivat vaeltaessaan tähtienvälisessä väliaineessa. Ydinfysiikassa aineen määrä, jonka hiukkanen kohtaa matkallaan, mitataan g/cm2. Tämä johtuu siitä, että hiukkasvuon pienenemisen laskemiseksi törmäyksissä aineen ytimien kanssa on tarpeen tietää hiukkasen törmäysten lukumäärä ytimiin, joilla on eri alueet (leikkaukset) poikittain suunnan suhteen. hiukkasesta. Ilmaisemalla aineen määrä näissä yksiköissä saadaan yksi mitta-asteikko kaikille ytimille.
Kokeellisesti löydetty arvo X~ 5–10 g/cm2 mahdollistaa käyttöiän arvioinnin t kosmiset säteet tähtienvälisessä väliaineessa: t ≈ X/ρ c, Missä c- hiukkasnopeus suunnilleen yhtä suuri kuin valon nopeus, ρ ~10 –24 g/cm 3 - tähtienvälisen väliaineen keskimääräinen tiheys. Näin ollen kosmisten säteiden elinikä on noin 10 8 vuotta. Tämä aika on paljon pidempi kuin nopeudella liikkuvan hiukkasen lentoaika Kanssa suorassa linjassa lähteestä Maahan (3·10 4 vuotta kaukaisimmilla lähteillä meitä vastapäätä olevalla galaksin puolella). Tämä tarkoittaa, että hiukkaset eivät liiku suorassa linjassa, vaan kokevat sirontaa. Galaksien kaoottiset magneettikentät, joiden induktio on B ~ 10 –6 gaussia (10 –10 teslaa), liikuttavat niitä ympyrän ympäri, jonka säde (gyroradius) R = E/3 × 10 4 B, missä R m, E- hiukkasenergia eV, V - magneettikentän induktio gausseina. Kohtuullisilla hiukkasenergioilla E
Suunnilleen suorassa linjassa lähteestä tulee vain energiaa sisältävät hiukkaset E> 10 19 eV. Siksi alle 10 19 eV:n energiaisten hiukkasten suunta, jotka muodostavat EAS:n, ei osoita niiden lähdettä. Tällä energia-alueella ei jää muuta kuin tarkkailla protonien ja kosmisen säteen ytimien itse lähteissä tuottamaa sekundaarista säteilyä. Gammasäteilyn havaittavissa olevalla energia-alueella ( E
Ajatus kosmisista säteistä "paikalliseksi" galaktiseksi ilmiöksi osoittautui todeksi vain maltillisten energioiden hiukkasille E
Vuonna 1958 Georgiy Borisovich Christiansen ja saksalainen Viktorovich Kulikov havaitsivat jyrkän muutoksen kosmisten säteiden energiaspektrin ulkonäössä 3,10 15 eV:n energialla. Tämän arvon alapuolella olevilla energioilla kokeelliset tiedot hiukkasten spektristä esitettiin yleensä "teholaki"-muodossa siten, että hiukkasten lukumäärä N tietyllä energialla E katsottiin kääntäen verrannolliseksi hiukkasen energiaan γ:n potenssiin: N(E) = a/Eγ (γ on differentiaalispektrin indikaattori). 3·10 15 eV:n energiaan asti indikaattori γ = 2,7, mutta siirtyessä korkeampiin energioihin energiaspektri kokee ”katkon”: energioilla E> 3·10 15 eV γ:sta tulee 3,15. On luonnollista yhdistää tämä spektrin muutos kiihdytettyjen hiukkasten energian lähestymiseen supernovaen kiihtyvyysmekanismille laskettuun maksimiarvoon. Tätä spektrin murtuman selitystä tukee myös primäärihiukkasten ydinkoostumus energia-alueella 10 15 –10 17 eV. Luotettavimman tiedon siitä tarjoavat monimutkaiset EAS-asennukset - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade". Heidän avullaan saadaan paitsi tietoa primääriytimien energiasta, myös niiden atomiluvuista riippuvat parametrit - suihkun "leveys", elektronien ja myonien lukumäärän välinen suhde, energisimpien ytimien lukumäärä. elektronit ja niiden kokonaismäärä. Kaikki nämä tiedot osoittavat, että kun primäärihiukkasten energia kasvaa spektrin vasemmasta rajasta ennen sen katkeamista energiaan katkon jälkeen, niiden keskimääräinen massa kasvaa. Tämä hiukkasten massakoostumuksen muutos on yhdenmukainen Supernovaen hiukkaskiihtyvyyden mallin kanssa - sitä rajoittaa maksimienergia, joka riippuu hiukkasen varauksesta. Protoneilla tämä maksimienergia on luokkaa 3·10 15 eV ja kasvaa suhteessa kiihdytetyn hiukkasen (ytimen) varaukseen, joten rautaytimet kiihtyvät tehokkaasti ~10 17 eV asti. Maksimienergian ylittävien hiukkasvirtausten intensiteetti laskee nopeasti.
Mutta vielä suurempien energioiden (~3·10 18 eV) hiukkasten rekisteröinti osoitti, että kosmisten säteiden spektri ei vain katkea, vaan palaa ennen katkeamista havaittuun muotoon!
Energiaspektrin mittaukset "ultrakorkean" energian alueella ( E> 10 18 eV) ovat erittäin vaikeita tällaisten hiukkasten pienen määrän vuoksi. Näiden harvinaisten tapahtumien havaitsemiseksi on tarpeen luoda detektoriverkko EAS-hiukkasten ja niiden tuottaman Vavilov-Cherenkov-säteilyn ja ionisaatiosäteilyn (ilmakehän fluoresenssi) virtaukselle ilmakehässä satojen ja jopa tuhansien alueella. neliökilometristä. Tällaisille suurille, monimutkaisille asennuksille valitaan paikat, joilla on rajoitettu taloudellinen toiminta, mutta joilla voidaan varmistaa valtavan määrän ilmaisimien luotettava toiminta. Tällaisia laitoksia rakennettiin ensin kymmenien neliökilometrien laajuisille alueille (Jakutsk, Havera Park, Akeno), sitten sadoille (AGASA, Fly's Eye, HiRes) ja lopuksi luodaan nyt tuhansien neliökilometrien laajuisia asennuksia (Pierre Augerin observatorio vuonna Argentiina, Teleskooppiasennus Utahissa, Yhdysvalloissa).
Seuraava askel ultrakorkean energian kosmisten säteiden tutkimuksessa on menetelmän kehittäminen EAS:ien havaitsemiseksi tarkkailemalla ilmakehän fluoresenssia avaruudesta. Venäjä luo yhteistyössä useiden maiden kanssa ensimmäistä avaruus-EAS-ilmaisinta, TUS-projektia. Toisen tällaisen ilmaisimen odotetaan asennettavan kansainväliselle avaruusasemalle ISS:lle (JEM-EUSO- ja KLPVE-projektit).
Mitä tiedämme tänään ultrakorkean energian kosmisista säteistä? Alempi kuva esittää yli 10 18 eV:n energiaisten kosmisten säteiden energiaspektriä, joka on saatu käyttämällä uusimman sukupolven laitteistoja (HiRes, Pierre Auger Observatory) sekä dataa alemman energian kosmisista säteistä, jotka, kuten yllä on esitetty, kuuluvat Linnunradan galaksi. Voidaan nähdä, että energioilla 3·10 18 –3·10 19 eV differentiaalinen energiaspektriindeksi laski arvoon 2,7–2,8, täsmälleen samaan kuin galaktisilla kosmisilla säteillä, kun hiukkasten energiat ovat paljon pienempiä kuin maksimi mahdollinen galaktisille kiihdyttimille. Eikö tämä osoita, että ultrakorkeilla energioilla päähiukkasten virtauksen synnyttävät ekstragalaktista alkuperää olevat kiihdyttimet, joiden maksimienergia on huomattavasti korkeampi kuin galaktisen? Galaktisten kosmisten säteiden spektrin katkeaminen osoittaa, että ekstragalaktisten kosmisten säteiden osuus muuttuu jyrkästi siirtyessään kohtalaisten energioiden alueelta 10 14 –10 16 eV, jossa se on noin 30 kertaa pienempi kuin galaktisten (spektri) merkitty katkoviivalla kuvassa), ultrakorkeiden energioiden alueelle, jossa siitä tulee hallitseva.
Viime vuosikymmeninä on kertynyt lukuisia tähtitieteellisiä tietoja ekstragalaktisista esineistä, jotka pystyvät kiihdyttämään varautuneita hiukkasia energioihin, jotka ovat paljon suurempia kuin 10 19 eV. Ilmeinen merkki siitä, että esine on kokoinen D voi nopeuttaa hiukkasia energiaksi E, on magneettikentän B läsnäolo kaikkialla tässä esineessä siten, että hiukkasen gyrosäde on pienempi D. Tällaisia ehdokaslähteitä ovat radiogalaksit (säteilevät voimakkaita radiosäteilyä); mustia aukkoja sisältävät aktiivisten galaksien ytimet; törmäävät galaksit. Ne kaikki sisältävät kaasusuihkuja (plasma), jotka liikkuvat valtavilla nopeuksilla ja lähestyvät valonnopeutta. Tällaisilla suihkuilla on kiihdyttimen toiminnan kannalta välttämättömien iskuaaltojen rooli. Jotta voidaan arvioida niiden vaikutus havaittuun kosmisten säteiden intensiteettiin, on otettava huomioon lähteiden jakautuminen etäisyyksille Maasta ja hiukkasten energiahäviöt galaksien välisessä avaruudessa. Ennen kosmisen taustasäteilyn löytämistä galaksien välinen avaruus vaikutti "tyhjältä" ja läpinäkyvältä paitsi sähkömagneettiselle säteilylle, myös erittäin korkean energian hiukkasille. Kaasun tiheys galaksien välisessä avaruudessa on tähtitieteellisten tietojen mukaan niin pieni (10 –29 g/cm 3), että jopa valtavilla satojen miljardien valovuosien (10 24 m) etäisyyksillä hiukkaset eivät kohtaa kaasun ytimiä atomeja. Kuitenkin kun kävi ilmi, että maailmankaikkeus on täynnä matalaenergisiä fotoneja (noin 500 fotonia/cm 3 energiaa E f ~10 –3 eV), joka jäi alkuräjähdyksen jälkeen, kävi selväksi, että protonit ja ytimet, joiden energia on suurempi E~5·10 19 eV, Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK) raja, täytyy olla vuorovaikutuksessa fotonien kanssa ja menettää b O suurimman osan energiastasi. Siten maailmankaikkeuden ylivoimainen osa, joka sijaitsee yli 10 7 valovuoden etäisyydellä meistä, osoittautui mahdottomaksi havaita säteissä, joiden energia oli yli 5·10 19 eV. Tuoreet kokeelliset tiedot ultrakorkean energian kosmisten säteiden spektristä (HiRes-asennus, Pierre Augerin observatorio) vahvistavat tämän energiarajan olemassaolon maapallolta havaittujen hiukkasten osalta.
Kuten näette, ultrakorkean energian kosmisten säteiden alkuperän tutkiminen on äärimmäisen vaikeaa: suurin osa mahdollisista korkeimman energian (GZK-rajan yläpuolella) olevien kosmisten säteiden lähteistä on niin kaukana, että hiukkaset menettävät hankkimansa energian. lähteellä matkalla Maahan. Ja energioilla, jotka ovat pienempiä kuin GZK-raja, hiukkasten taipuma galaksin magneettikentän vaikutuksesta on edelleen suuri, eikä hiukkasten saapumissuunta todennäköisesti pysty osoittamaan lähteen sijaintia taivaanpallolla.
Ultrakorkean energian kosmisten säteiden lähteiden etsimisessä käytetään analyysiä riittävän suurien energioiden omaavien hiukkasten kokeellisesti mitatun saapumissuunnan korrelaatiosta - siten, että galaksin kentät kääntävät hiukkasia hieman suunnasta kohti hiukkasia. lähde. Aiempien sukupolvien asennukset eivät ole vielä tuottaneet vakuuttavia tietoja hiukkasten saapumissuunnan korrelaatiosta minkään erityisesti valitun astrofysikaalisten objektien luokan koordinaattien kanssa. Pierre Augerin observatorion uusimpia tietoja voidaan pitää toivona saada tulevina vuosina tietoja AGN-tyyppisten lähteiden roolista voimakkaiden hiukkasvirtojen luomisessa, joiden energiat ovat GZK-rajan luokkaa.
Mielenkiintoista on, että AGASA-laitteisto sai viitteitä "tyhjien" ohjeiden olemassaolosta (niiden, joissa ei ole tiedossa lähteitä), joita pitkin havaintojakson aikana saapuu kaksi tai jopa kolme hiukkasta. Tämä herätti suurta kiinnostusta kosmologiaan osallistuvien fyysikkojen keskuudessa - tieteeseen maailmankaikkeuden alkuperästä ja kehityksestä, joka liittyy erottamattomasti alkuainehiukkasten fysiikkaan. Osoittautuu, että jotkin mikrokosmoksen rakennetta ja maailmankaikkeuden kehitystä kuvaavat mallit (alkuräjähdysteoria) ennustavat supermassiivisten alkuainehiukkasten, joiden massa on luokkaa 10 23 -10 24 eV, säilymistä nykyaikaisessa maailmankaikkeudessa. aineen pitäisi muodostua alkuräjähdyksen varhaisimmassa vaiheessa. Niiden jakautuminen maailmankaikkeudessa ei ole kovin selkeä: ne voivat joko jakautua tasaisesti avaruuteen tai "vetyä" massiivisille maailmankaikkeuden alueille. Niiden pääominaisuus on, että nämä hiukkaset ovat epävakaita ja voivat hajota kevyemmiksi, mukaan lukien stabiileiksi protoneiksi, fotoneiksi ja neutriinoiksi, jotka hankkivat valtavia kineettisiä energioita - yli 10 20 eV. Paikat, joissa tällaisia hiukkasia säilyvät (universumin topologiset viat), voivat osoittautua protonien, fotonien tai erittäin korkean energian neutriinojen lähteiksi.
Kuten galaktisten lähteiden tapauksessa, ekstragalaktisten ultrakorkean energian kosmisen säteen kiihdyttimien olemassaolon vahvistavat tiedot gammasäteilyilmaisimista, esimerkiksi HESS-teleskoopeista, jotka on suunnattu edellä mainittuihin ekstragalaktisiin objekteihin - kosmisten säteilylähteiden ehdokkaisiin.
Niistä lupaavimpia olivat kaasusuihkuilla varustetut aktiiviset galaktiset ytimet (AGN). Yksi HESS-asennuksen parhaiten tutkituista objekteista on M87-galaksi Neitsyt-tähdistössä, joka sijaitsee 50 miljoonan valovuoden etäisyydellä galaksistamme. Sen keskellä on musta aukko, joka antaa energiaa lähellä oleville prosesseille ja erityisesti tähän galaksiin kuuluvalle jättimäiselle plasmasuihkulle. M87:n kosmisten säteiden kiihtyvyys vahvistetaan suoraan sen gammasäteilyn, 1–10 TeV (10 12 –10 13 eV) energian fotonien energiaspektrin HESS-asennuksessa. Havaittu gammasäteilyn intensiteetti M87:stä on noin 3 % rapujen intensiteetistä. Kun otetaan huomioon ero etäisyyksissä näihin esineisiin (5000 kertaa), tämä tarkoittaa, että M87:n kirkkaus ylittää Rapun valoisuuden 25 miljoonalla kertaa!
Tälle kohteelle luodut hiukkaskiihtyvyysmallit osoittavat, että M87:ssä kiihdytettyjen hiukkasten intensiteetti voi olla niin suuri, että jopa 50 miljoonan valovuoden etäisyydellä tämän lähteen panos voisi tuottaa havaitun kosmisten säteiden intensiteetin, joiden energia on yli 10 19 eV. .
Mutta tässä on mysteeri: nykyaikaisissa EAS-tiedoissa tätä lähdettä kohti ei ole ylimääräisiä hiukkasia, joiden energia on luokkaa 10 19 eV. Mutta eikö tämä lähde ilmesty tulevien avaruuskokeiden tuloksiin sellaisilla energioilla, kun kaukaiset lähteet eivät enää vaikuta havaittuihin tapahtumiin? Tilanne energiaspektrin katkeamisesta voidaan toistaa uudelleen, esimerkiksi energialla 2·10 20 . Mutta tällä kertaa lähteen pitäisi olla näkyvissä primääripartikkelin liikeradan suunnan mittauksissa, koska energiat > 2·10 20 eV ovat niin suuria, että hiukkasten ei pitäisi taipua galaktisissa magneettikentissä.
Kuten näemme, vuosisadan kosmisten säteiden tutkimisen jälkeen odotamme jälleen uusia löytöjä, tällä kertaa ultrakorkean energian kosmista säteilyä, jonka luonne on vielä tuntematon, mutta jolla voi olla tärkeä rooli universumin rakenteessa.
Kirjallisuus:
1) Dobrotin N.A. Kosmiset säteet. - M.: Kustantaja. Neuvostoliiton tiedeakatemia, 1963.
2) Murzin V.S. Johdatus kosmisen säteen fysiikkaan. - M.: Kustantaja. Moskovan valtionyliopisto, 1988.
3) Panasyuk M.I. Strangers of the Universe, tai Echoes of the Big Bang. - Fryazino: "Vek2", 2005.
4) Rossi B. Kosmiset säteet. - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Relativistiset meteorit// Tiede Venäjällä, 2001, nro 4.
6) Khrenov B.A. ja Panasyuk M.I. Avaruuden sanansaattajat: kaukana vai lähellä?// Luonto, 2006, nro 2.
7) Khrenov B.A. ja Klimov P.A. Avajaisia odotettavissa// Luonto, 2008, nro 4.
Kosmiset säteet (säteily) ovat hiukkasia, jotka täyttävät tähtienvälisen tilan ja pommittavat jatkuvasti Maata. Itävaltalainen fyysikko Hess löysi ne vuonna 1912 käyttämällä ilmapallon ionisaatiokammiota. Kosmisen säteiden maksimienergiat ovat 10 21 eV, ts. ovat monta suuruusluokkaa suurempia kuin nykyaikaisten kiihdytinten käytettävissä olevat energiat (10 12 eV). Siksi kosmisten säteiden tutkimuksella on tärkeä rooli ei vain kosmisessa fysiikassa, vaan myös hiukkasfysiikassa. Useita alkuainehiukkasia löydettiin ensimmäisen kerran kosmisista säteistä (positron - Anderson, 1932; myon () - Neddermeyer ja Anderson, 1937; pioni () - Powell, 1947). Vaikka kosmiset säteet sisältävät paitsi varautuneita myös neutraaleja hiukkasia (erityisesti monia fotoneja ja neutriinoja), varautuneita hiukkasia kutsutaan yleensä kosmisiksi säteiksi.
Kun puhutaan kosmisista säteistä, on tarpeen selventää, mistä säteistä puhumme. Seuraavat kosmiset säteet erotetaan:
1. Galaktiset kosmiset säteet - kosmiset hiukkaset, jotka tulevat Maahan galaksimme syvyyksistä. Ne eivät sisällä Auringon tuottamia hiukkasia.
2. Auringon kosmiset säteet - Auringon tuottamat kosmiset hiukkaset.
Maata pommittavien galaktisten kosmisten säteiden virtaus on suunnilleen isotrooppinen ja ajallisesti vakio ja on 1 hiukkanen/cm 2 sekuntia (ennen maan ilmakehän tuloa). Galaktisten kosmisten säteiden energiatiheys on 1 eV/cm 3, mikä on verrattavissa tähtien sähkömagneettisen säteilyn, tähtienvälisen kaasun lämpöliikkeen ja galaktisen magneettikentän kokonaisenergiaan. Näin ollen kosmiset säteet ovat tärkeä osa galaksia.
Galaktisten kosmisten säteiden koostumus:
Ydinkomponentti- 93% protoneja, 6,5% heliumytimiä,<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).
Elektronit. Niiden määrä on 1 % ytimien lukumäärästä.
Positronit. Niiden lukumäärä on 10% elektronien lukumäärästä.
Antihadronit ovat alle 1 %.
Galaktisten kosmisten säteiden energiat kattavat valtavan alueen - vähintään 15 suuruusluokkaa (10 6 -10 21 eV). Niiden virtaus hiukkasille, joiden E > 10 9 eV, pienenee nopeasti energian kasvaessa. Ydinkomponentin energiaspektri, lukuun ottamatta pieniä energioita, noudattaa lauseketta
n(E) = n o E - , (15.5)
ln o on vakio ja 2,7 kohdassa E<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 eV. Ydinkomponentin energiaspektri on esitetty kuvassa 15.6.
Ultrasuurienergisten hiukkasten virtaus on erittäin pieni. Siten keskimäärin enintään yksi hiukkanen, jonka energia on 10 20 eV, putoaa 10 km 2:n alueelle vuodessa. Elektronien, joiden energia on >10 9 eV, spektrin luonne on samanlainen kuin kuvassa 15.6. Galaktisten kosmisten säteiden virtaus on pysynyt muuttumattomana ainakin miljardi vuotta.
Galaktiset kosmiset säteet ovat ilmeisesti ei-termistä alkuperää. Todellakin, huippulämpötilat (10 9 K) saavutetaan tähtien keskellä. Tässä tapauksessa hiukkasten lämpöliikkeen energia on 10 5 eV. Samaan aikaan Maan läheisyyteen saavuttavien galaktisten kosmisten säteiden hiukkasten energiat ovat pääasiassa >10 8 ýÂ.
Riisi. 15.6. Avaruuden ydinkomponentin energiaspektri
säteet. Energia annetaan massajärjestelmän keskustassa.
On hyviä syitä uskoa, että kosmiset säteet syntyvät pääasiassa supernovaräjähdyksistä (muita kosmisten säteiden lähteitä ovat pulsarit, radiogalaksit, kvasaarit). Galaxyssamme supernovaräjähdyksiä tapahtuu keskimäärin vähintään kerran 100 vuodessa. On helppo laskea, että kosmisten säteiden havaitun energiatiheyden (1 eV/cm 3) ylläpitämiseksi riittää, että ne siirtävät vain muutaman prosentin räjähdystehosta. Protonit, raskaammat ytimet, elektronit ja positronit, jotka sinkoutuvat supernovaräjähdyksen aikana, kiihtyvät edelleen tietyissä astrofysikaalisissa prosesseissa (niitä käsitellään jäljempänä), jolloin ne saavat kosmisille säteille ominaisia energiaominaisuuksia.
Kosmisen säteen koostumuksessa ei käytännössä ole metagalaktisia säteitä, ts. jotka tulivat galaksiimme ulkopuolelta. Kaikki kosmisten säteiden havaitut ominaisuudet voidaan selittää sillä tosiasialla, että ne muodostuvat, kerääntyvät ja säilyvät galaksissamme pitkään virraten hitaasti galaksien väliseen tilaan. Jos kosmiset hiukkaset liikkuisivat suorassa linjassa, ne lähtisivät galaksista useita tuhansia vuosia alkuperänsä jälkeen. Tällainen nopea vuoto johtaisi korjaamattomiin menetyksiin ja kosmisten säteiden voimakkuuden jyrkäseen laskuun.
Itse asiassa tähtienvälinen magneettikenttä, jossa on erittäin kietoutunut kenttäviivojen konfiguraatio, pakottaa varautuneet hiukkaset liikkumaan monimutkaisia lentoratoja pitkin (tämä liike muistuttaa molekyylien diffuusiota), mikä lisää näiden hiukkasten viipymäaikaa galaksissa tuhansia kertoja. . Suurimman osan kosmisen säteen hiukkasista arvioidaan olevan kymmeniä miljoonia vuosia. Ultrasuurien energioiden kosmiset hiukkaset poikkeavat heikosti galaktisen magneettikentän vaikutuksesta ja poistuvat galaksista suhteellisen nopeasti. Tämä saattaa selittää kosmisten säteiden spektrin katkeamisen 310 15 V:n energialla.
Pysähtykäämme hyvin lyhyesti kosmisen säteen kiihtyvyyden ongelmaan. Kosmisen säteen hiukkaset liikkuvat harvinaisessa ja sähköisesti neutraalissa kosmisessa plasmassa. Ei ole olemassa merkittäviä sähköstaattisia kenttiä, jotka kykenisivät kiihdyttämään varautuneita hiukkasia johtuen potentiaalierosta lentoradan eri pisteiden välillä. Mutta plasmassa voi syntyä induktiivisia ja pulssityyppisiä sähkökenttiä. Siten induktiivinen (pyörre) sähkökenttä ilmaantuu, kuten tiedetään, magneettikentän voimakkuuden lisääntyessä ajan myötä (ns. betatron-ilmiö). Hiukkaskiihtyvyys voi johtua myös niiden vuorovaikutuksesta plasmaaaltojen sähkökentän kanssa alueilla, joissa plasman turbulenssi on voimakasta. On muitakin kiihdytysmekanismeja, joita meillä ei ole tällä kurssilla mahdollisuutta tarkastella. Yksityiskohtaisempi tutkimus osoittaa, että ehdotetut kiihdytysmekanismit pystyvät varmistamaan supernovaräjähdyksen aikana sinkoutuneiden varautuneiden hiukkasten energian kasvun 10 5:stä 10 21 V:iin.
Auringon lähettämät varautuneet hiukkaset - auringon kosmiset säteet - ovat erittäin tärkeä osa Maata pommittavaa kosmista säteilyä. Nämä hiukkaset kiihtyvät korkeisiin energioihin Auringon yläilmakehässä auringonpurkausten aikana. Auringonpurkauksiin sovelletaan tiettyjä aikajaksoja. Tehokkaimmat toistuvat 11 vuoden ajanjaksolla, heikommat 27 päivän ajanjaksolla. Voimakkaat auringonsäteet voivat lisätä Auringosta Maahan putoavien kosmisten säteiden virtaa 10 6 kertaa galaktiseen verrattuna.
Galaktisiin kosmisiin säteisiin verrattuna auringon kosmiset säteet sisältävät enemmän protoneja (jopa 98-99 % kaikista ytimistä) ja vastaavasti vähemmän heliumytimiä (1,5 %). Niissä ei käytännössä ole muita ytimiä. Z2-ytimien pitoisuus auringon kosmisissa säteissä heijastaa auringon ilmakehän koostumusta. Auringon kosmisen säteen hiukkasten energiat vaihtelevat välillä 10 5 - 10 11 eV. Niiden energiaspektri on muodoltaan tehofunktio (15.5), jossa - pienenee 7:stä 2:een energian pienentyessä.
Kaikki edellä mainitut kosmisten säteiden ominaisuudet viittaavat kosmisiin hiukkasiin ennen niiden tuloa Maan ilmakehään, ts. ns primaarinen kosminen säteily. Vuorovaikutuksen seurauksena ilmakehän ytimien (pääasiassa happi ja typpi) kanssa primaaristen kosmisten säteiden (ensisijaisesti protonien) korkeaenergiset hiukkaset luovat suuren määrän sekundaarisia hiukkasia - hadroneja (pioneja, protoneja, neutroneja, antinukleoneja jne.). ), leptonit (muonit, elektronit, positronit, neutriinot) ja fotonit. Kehittyy monimutkainen monivaiheinen kaskadiprosessi. Toissijaisten hiukkasten liike-energia kuluu pääasiassa ilmakehän ionisaatioon.
Maan ilmakehän paksuus on noin 1000 g/cm2. Samaan aikaan korkeaenergisten protonien vaihteluväli ilmassa on 70-80 g/cm 2 ja heliumytimien 20-30 g/cm 2 . Näin ollen korkeaenerginen protoni voi kokea jopa 15 törmäystä ilmakehän ytimien kanssa, ja todennäköisyys saavuttaa merenpinta primaarisella protonilla on erittäin pieni. Ensimmäinen törmäys tapahtuu yleensä 20 kilometrin korkeudessa.
Leptonit ja fotonit ilmaantuvat sekundaaristen hadronien (pääasiassa pionien) heikon ja sähkömagneettisen hajoamisen seurauksena ja e - e + -parien tuottaman -kvanttien toimesta ytimien Coulombin kentässä:
ÿäðî + ÿäðî + e - +e + .
Siten yhden primääripartikkelin sijasta syntyy suuri määrä sekundaarisia, jotka on jaettu hadroni-, myon- ja elektronifotonikomponentteihin. Hiukkasten lukumäärän lumivyörymäinen kasvu voi johtaa siihen, että kaskadin maksimialueella niiden lukumäärä voi olla 10 6 -10 9 (primäärisen protonin energialla >10 14 eV). Tällainen kaskadi kattaa suuren alueen (useita neliökilometrejä) ja sitä kutsutaan leveä tunnelmasuihku(Kuva 15.7).
Saavutettuaan maksimimitat kaskadi hajoaa pääasiassa ilmakehän ionisaatiosta johtuvasta energiahäviöstä. Pääasiassa relativistiset myonit saavuttavat maan pinnan. Elektroni-fotoni-komponentti imeytyy voimakkaammin ja kaskadin hadronikomponentti "kuolee pois" lähes kokonaan. Yleisesti ottaen kosmisten säteilyhiukkasten virtaus merenpinnalla on noin 100 kertaa pienempi kuin kosmisten primäärisäteiden virtaus, joka on noin 0,01 hiukkasta/cm 2 ñåê.
K. l. muistuttavat erittäin harvinaista relativistista kaasua, jonka hiukkaset eivät käytännössä ole vuorovaikutuksessa toistensa kanssa, vaan kokevat harvinaisia törmäyksiä tähtienvälisten ja planeettojen välisten ympäristöjen aineen ja kosmisen vaikutuksen kanssa. mag. kentät. Osana K. l. protonit hallitsevat, on myös elektroneja, heliumin ytimiä ja raskaampia alkuaineita (30 alkuaineiden ytimiin asti). Elektronit K. l. satoja kertoja vähemmän kuin protonit (samalla energia-alueella). K. l.:n hiukkaset. niillä on valtava kinetiikka. energiat (eV asti). Vaikka K. l.:n kokonaisvirtaus. Maapallon lähellä on pieni [vain 1 hiukkanen/(cm 2 s)], niiden energiatiheys (n. 1 eV/cm 3) on verrattavissa (galaksissamme) sähkömagneettisen kokonaiskentän energiatiheyteen. tähtien säteily, tähtienvälisen kaasun lämpöliikkeen energia ja kineettinen. sen turbulenttien liikkeiden energiaa sekä galaksin magneettikentän energiatiheyttä. Tästä seuraa, että K. l. on oltava tärkeä rooli tähtienvälisessä avaruudessa tapahtuvissa prosesseissa.
DR. tärkeä piirre K. l. - niiden energian ei-terminen alkuperä. Todellakin, jopa ~ 10 9 K lämpötilassa, joka on ilmeisesti lähellä tähtien sisätilojen maksimiarvoa, hiukkasten lämpöliikkeen keskimääräinen energia on eV. Perus Sama määrä maapallon lähellä havaittuja kosmisen säteen hiukkasia on energialtaan 10 8 eV tai suurempi. Tämä tarkoittaa, että K. l. hankkia energiaa tietyssä astrofysikaalisessa. käsittelee el.-magn. ja plasmaluonne.
Tutkimus K. l. tarjoaa arvokasta tietoa sähkömagneettisesta kentät ulkoavaruuden eri alueilla. Kosmisten hiukkasten "tallentama" ja "siirtämä" tieto. matkalla Maahan, selvitetään tutkimuksen aikana - spatiotemporaaliset muutokset kosmisen l. dynaamisen el.-magnin vaikutuksesta. ja plasmaprosessit tähtienvälisessä avaruudessa ja lähellä maapalloa.
Toisaalta korkeaenergisten hiukkasten luonnollisena lähteenä K. l. niillä on korvaamaton rooli aineen rakenteen ja alkuainehiukkasten välisten vuorovaikutusten tutkimisessa. Kosmisen l:n yksittäisten hiukkasten energiat. niin suuria, että ne pysyvät kilpailun ulkopuolella pitkään verrattuna hiukkasiin, jotka on kiihdytetty (n. 10 12 eV:n energioihin) tehokkaimmilla laboratoriokiihdyttimillä.
2. Menetelmät kosmisten säteiden tutkimiseksi
Maapallon ilmakehään tunkeutuva primaariset kosmiset säteet. tuhoavat ilmakehän yleisimpien alkuaineiden - typen ja hapen - ytimet ja synnyttävät kaskadiprosessin (kuva 1), johon kaikki tällä hetkellä tunnetut alkuainehiukkaset osallistuvat. Kosmisen hiukkasen kulkemaa polkua on tapana kuvata. ilmakehässä ennen törmäystä poikkileikkaukseltaan 1 cm 2:n kolonnissa oleva ainemäärä grammoina, ts. ilmaista hiukkasten vaihteluväli g/cm 2 ilmakehän ainetta. Tämä tarkoittaa, että ilmakehän läpi kulkemisen jälkeen X(g/cm2) protonisäteessä alkuintensiteetillä minä 0 niiden protonien lukumäärä, jotka eivät kokeneet törmäystä, on yhtä suuri kuin , missä - keskiarvo. hiukkasten reitti. Protoneilla, jotka muodostavat suurimman osan kosmisista primäärisäteistä, se on ilmassa noin 70 g/cm 2 ; heliumytimille 25 g/cm 2, raskaammille ytimille vielä vähemmän. Protonit kokevat ensimmäisen törmäyksensä (70 g/cm2) ilmakehän hiukkasten kanssa keskimäärin 20 kilometrin korkeudessa. Ilmakehän paksuus merenpinnan tasolla vastaa 1030 g/cm2, ts. vastaa noin 15 ydinaluetta protoneille. Tästä seuraa, että todennäköisyys saavuttaa Maan pinta ilman törmäyksiä on mitätön primäärihiukkaselle. Siksi maan pinnalla K. l. havaitaan vain sekundaaristen hiukkasten luomilla heikoilla ionisaatiovaikutuksilla.1900-luvun alussa. kokeissa elektroskoopilla ja ionisaatiolla. Kamerat havaitsivat jatkuvaa kaasujen jäännösionisaatiota, joka aiheutui erittäin läpäisevästä säteilystä. Toisin kuin ympäristön radioaktiivisten aineiden säteily, tunkeutuvaa säteilyä ei pystytty pysäyttämään edes paksuilla lyijykerroksilla. Havaitun tunkeutuvan säteilyn maan ulkopuolinen luonne todettiin vuosina 1912-1914. itävaltalainen fyysikko W. Hess, saksa. tiedemies W. Kolhurster ja muut fyysikot, jotka nousivat ionisaatiosta. ilmapallokamerat. Todettiin, että etäisyyden kasvaessa maan pinnasta esimerkiksi kosmisten säteiden aiheuttama ionisaatio lisääntyy. 4800 m korkeudessa - neljä kertaa, 8400 m korkeudessa - 10 kertaa. K. l.:n maan ulkopuolinen alkuperä. lopulta todisti R. Milliken (USA), joka toteutti vuosina 1923-26. sarja kokeita K. l.:n absorption tutkimiseksi. ilmapiiri (hän loi termin "Kl.").
Luonto K. l. 40-luvulle asti. jäi epäselväksi. Tänä aikana ydinkenttä – kosmisten säteiden vuorovaikutuksen tutkimus – kehittyi intensiivisesti. aineen kanssa sekundaaristen hiukkasten muodostuminen ja niiden imeytyminen ilmakehään. Nämä tutkimukset, jotka suoritettiin käyttämällä vastateleskooppeja, pilvikammioita ja ydinvalokuvausemulsioita (joita nostettiin luotainilmapalloilla stratosfääriin), johtivat erityisesti uusien alkuainehiukkasten - positronin (1932), myonin (1937), pi:n - löytämiseen. -mesonit (1947).
Systemaattinen geomagneettisen vaikutuksen tutkimus kentät primääristen kosmisten säteiden intensiteetistä ja saapumissuunnasta. osoitti, että suurin osa K. l-hiukkasista. on positiivista veloittaa. Kosmisen säteiden itä-länsi-epäsymmetria liittyy tähän: johtuen varautuneiden hiukkasten taipumisesta magneettikentässä. Maapallon kentällä enemmän hiukkasia tulee lännestä kuin idästä.
Valokuvaemulsioiden käyttö mahdollisti primääristen kosmisten säteiden ydinkoostumuksen määrittämisen vuonna 1948: raskaiden alkuaineiden, mukaan lukien raudan, ytimien jälkiä löydettiin (kosmisissa säteissä olevat primääriset elektronit tallennettiin stratosfäärimittauksissa vasta vuonna 1961). 40-luvun lopulta lähtien. Kosmoksen alkuperän ja tilapäisten muunnelmien ongelmat nousivat vähitellen esiin. (kosmofyysinen puoli).
Nuclear Phys. tutkimus K. l. tehdään pääosin laaja-alaisilla mittauslaitteistoilla, jotka on suunniteltu tallentamaan ns. laajoja sekundaaristen hiukkasten ilmasuihkuja, jotka muodostuvat yhden primääripartikkelin tunkeutumisen aikana energialla eV. Perus tällaisten havaintojen tarkoituksena on tutkia ydinvoiman vuorovaikutuksen elementaarisia ominaisuuksia suurilla energioilla. Tämän lisäksi ne tarjoavat tietoa energiasta. spektri K. l. eV:ssä, mikä on erittäin tärkeää kosmisten säteiden lähteiden ja kiihtyvyysmekanismien etsimisessä.
Havainnot K. l. kosmofysiikassa aspekti toteutetaan hyvin erilaisilla menetelmillä - riippuen hiukkasten energiasta. Muunnelmia K. l. EV:itä tutkitaan käyttämällä tietoja maailmanlaajuisesta neutronimonitorien (kosmisen säteiden neutronikomponentti), vastateleskooppien (kosmisen säteen myonikomponentti) ja muiden ilmaisimien verkostosta. Maan päällä sijaitsevat asennukset ovat kuitenkin epäherkkiä MeV-hiukkasille ilmakehän absorption vuoksi. Siksi tällaisten hiukkasten tallentamiseen tarvittavat instrumentit nostetaan luotainilmapalloilla stratosfääriin 30-35 kilometrin korkeuteen.
Kosmisen virtauksen ilmakehän ulkopuoliset mittaukset. 1-500 MeV suoritetaan geofysikaalisesti. raketteja, satelliitteja ja muita avaruusaluksia. K. l.:n suorat havainnot. planeettojenvälisessä avaruudessa on toistaiseksi tehty vain lähellä ekliptista tasoa ~ 10 AU:n etäisyydelle. esim. auringosta.
Kosmogeenisten isotooppien menetelmä tuotti useita arvokkaita tuloksia. Ne muodostuvat K. l.:n vuorovaikutuksen aikana. meteoriitteilla ja avaruudella pölyä, Kuun ja muiden planeettojen pintaa, Maan ilmakehää tai ainetta. Kosmogeeniset isotoopit kuljettavat tietoa kosmisten säteiden vaihteluista. menneisyydessä ja noin . Puurenkaiden radiohiilipitoisuuden perusteella 14 C on mahdollista tutkia esimerkiksi kosmisen säteilyn voimakkuuden vaihteluita. useiden aikana viimeinen tuhat vuotta. Käyttämällä muita pitkäikäisiä isotooppeja (10 Be, 26 Al, 53 Mn, jne.) meteoriiteissa, kuun maaperässä ja syvänmeren sedimentissä on mahdollista rekonstruoida kuva kosmisten säteiden intensiteetin muutoksista. miljoonien vuosien ajan.
Avaruusteknologian kehityksen myötä. tekniikka ja radiokemia. analyysimenetelmät mahdollistivat K. l.:n ominaisuuksien tutkimisen. pitkin kosmisten säteiden ytimien luomia jälkiä (jälkiä). meteoriiteissa, kuun aineessa, erikoisessa. satelliiteilla näytteillä olevat ja Maahan palautetut kohdenäytteet ulkoavaruudessa työskennelleiden astronautien kypärissä jne. K. l:n tutkimiseen käytetään myös epäsuoraa menetelmää. niiden aiheuttamien ionisaatiovaikutusten vuoksi ionosfäärin alaosassa, erityisesti polaarisilla leveysasteilla. Nämä vaikutukset ovat merkittäviä. arr. kun auringon kosmiset säteet tunkeutuvat maan ilmakehään.
3. Kosmiset säteet lähellä maata
Pöytä 1. Ydinten suhteellinen määrä kosmisissa säteissä, auringossa ja tähdissä (keskimäärin)
| Elementti | Solar K.l. | Aurinko (valokuva) | Tähdet | Galaktinen K.l. |
| 1H | 4600* | 1445 | 925 | 685 |
| 2 Hän (-hiukkanen) | 70* | 91 | 150 | 48 |
| 3Li | ? | 0,3 | ||
| 4 Be-5 B | 0,02 | 0,8 | ||
| 6 C | 0,54* | 0,6 | 0,26 | 1,8 |
| 7N | 0,20 | 0,1 | 0,20 | 0,8 |
| 8 O** | 1,0* | 1,0 | 1,0 | 1,0 |
| 9F | 10 -3 | 0,1 | ||
| 10 Ne | 0,16* | 0,054 | 0,36 | 0,30 |
| 11 Na | ? | 0,002 | 0,002 | 0,19 |
| 12 mg | 0,18* | 0,05 | 0,040 | 0,32 |
| 13 Al | ? | 0,002 | 0,004 | 0,06 |
| 14 Si | 0,13* | 0,065 | 0,045 | 0,12 |
| 15 P- 21 Sc | 0,06 | 0,032 | 0,024 | 0,13 |
| 16 S-20 Ca | 0,04* | 0,028 | 0,02 | 0,11 |
| 22 Ti-28 Ni | 0,02 | 0,006 | 0,033 | 0,28 |
| 26 Fe | 0,15* | 0,05 | 0,06 | 0,14 |
* Havaintotiedot ajanjaksolle = 1-20 MeV/nukleoni, muut luvut tässä sarakkeessa koskevat pääasiassa >40 MeV/nukleoni. Useimpien taulukon arvojen tarkkuus on kokonaisuudessaan 10-50%. ** Happiytimien runsaus on otettu yksikkönä.
K. l.:n tärkeimmät ominaisuudet. yavl. niiden koostumus (massojen ja varausten jakautuminen), energia. spektri (jakauma energian mukaan) ja anisotropiaaste (jakauma saapumissuunnan mukaan). Kosmisen l:n ytimien suhteellinen pitoisuus. on annettu taulukossa 1. Pöydältä 1 on selvää, että kokoonpanossa K. l. galaktinen paljon enemmän kevyiden ytimien alkuperä ( Z= 3-5) kuin aurinkoenergiassa K. l. ja keskimäärin galaksin tähdissä. Lisäksi ne sisältävät huomattavasti enemmän raskaita myrkkyjä (20) verrattuna niiden luonnolliseen runsauttamiseen. Nämä molemmat erot ovat erittäin tärkeitä selventämään kysymystä K. l.:n alkuperästä.
Eri massaisten hiukkasten suhteellinen määrä kosmisissa litroissa. annetaan taulukossa. 2.
Pöytä 2. Kosmisen säteiden, joiden energia on 2,5 GeV/nukleoni, koostumus ja jotkin ominaisuudet
Voidaan nähdä, että protonit hallitsevat primaaristen kosmisten hiukkasten virrassa, ja niiden osuus on yli 90% kaikista hiukkasista. Protoneista hiukkasia on 7 %, elektroneja ~ 1 % ja raskaita ytimiä alle 1 %. Nämä luvut viittaavat hiukkasiin, joiden energia on 2,5 GeV/nukleoni mitattuna lähellä Maata auringon minimiaktiivisuudella, kun havaitut energiat ovat. spektriä voidaan pitää lähellä kosmisten säteiden moduloimatonta spektriä. tähtienvälisessä avaruudessa.
Integroitu energia spektri K. l. align="absmiddle" width="145" height="22"> [hiukkasia/(cm 2 s)] heijastaa hiukkasten lukumäärän riippuvuutta minä korkeammalla energialla ( minä 0 on normalisoiva vakio, +1 on spektrin osoitin, miinusmerkki osoittaa, että spektrillä on laskeva luonne, ts. K. l:n intensiteetin kasvaessa. vähenee). Usein he käyttävät myös spektrin differentiaaliesitystä [hiukkaset/(cm 2 s MeV)], mikä heijastaa riippuvuutta hiukkasten lukumäärästä yksikköenergiaväliä (1 MeV) kohti.
Differentiaalispektri integraalispektriin verrattuna mahdollistaa hienovaraisempien energiayksityiskohtien tunnistamisen. jakelu K. l. Tämä voidaan nähdä kuvasta. 2, joka esittää Maan lähellä havaittujen kosmisten säteiden differentiaalispektrin alueella noin 10 6 - eV. K. l.:n hiukkaset. tällä välillä putoavien energioiden kanssa vaikuttaa auringon aktiivisuus, joten energian tutkimus. spektri K.l. alueella 10 6 -10 11 eV on erittäin tärkeä kosmisten säteiden tunkeutumisen ymmärtämiseksi. tähtienvälisestä planeettojenvälisestä avaruudesta, kosmisten säteiden vuorovaikutus. planeettojenvälisellä magneetilla. kenttään (IMF) ja auringon ja maan välisten yhteyksien tulkintaan.Ennen ilmakehän ulkopuolisten ja magnetosfäärin ulkopuolisten kosmisten säteiden havaintojen alkamista. kysymys differentiaalispektrin muodosta eV-alueella näytti varsin selvältä: spektrin lähellä maata on maksimi lähellä 400 MeV/nukleoni; Moduloimattoman spektrin tähtienvälisessä avaruudessa on oltava potenssilain muoto; Planeettojen välisessä avaruudessa ei pitäisi olla galaktisia. K. l. matalat energiat. Suorat mitat K. l. alueella 10 6 - 10 8 eV osoitti, vastoin odotuksia, että alkaen noin = 30 MeV (ja alle), kosmisten säteiden intensiteetti. kasvaa uudelleen, ts. spektrissä havaittiin tyypillinen notkahdus. Todennäköisesti vika johtuu K. l.:n lisääntyneestä modulaatiosta. eV-alueella, jossa hiukkasten sironta IMF:n epähomogeenisuuksissa on tehokkainta.
On todettu, että eV:ssä K. l. ei ole enää moduloinnin kohteena, ja sen kaltevuus vastaa arvoa 2,7 - eV. Tässä vaiheessa spektri katkaistaan (indikaattori kasvaa = 3,2-3,3). On viitteitä siitä, että samaan aikaan kokoonpanossa K. l. raskaiden ytimien osuus kasvaa. Kuitenkin tiedot koostumuksesta K. l. tällä energia-alueella on edelleen hyvin niukkoja. Kohdassa align="absmiddle" width="118" height="17"> eV spektrin pitäisi päättyä äkillisesti johtuen hiukkasten karkaamisesta galaksien väliseen tilaan. tilaa ja vuorovaikutusta fotonien kanssa. Hiukkasten virtaus ultrakorkean energian alueella on hyvin pieni: keskimäärin enintään yksi eV hiukkanen putoaa 10 km 2:n alueelle vuodessa.K. l. eV:lle on ominaista korkea isotropia: 0,1 %:n tarkkuudella hiukkasten intensiteetti kaikkiin suuntiin on sama. Korkeammilla energioilla anisotropia kasvaa ja eV-alueella saavuttaa useita. kymmeniä % (kuva 3). Anisotropia ~ 0,1 % ja maksimi lähellä 19:00 sidereaalista aikaa vastaa kosmisten säteiden hallitsevaa liikesuuntaa. magneettikenttäviivoja pitkin. galaktiset kentät spiraalivarsi, jossa aurinko sijaitsee. Hiukkasenergian kasvaessa maksimiaika siirtyy 13 tuntiin sidereaalista aikaa, mikä vastaa kosmisen säteen drift-virtauksen läsnäoloa. eV galaksista magneettikenttälinjojen yli.
4. Kosmisen säteiden alkuperä
Kosmisen l:n korkean isotropian vuoksi. Maapallon lähellä tehdyt havainnot eivät anna meille mahdollisuutta selvittää, missä ne muodostuvat ja miten ne jakautuvat maailmankaikkeudessa. Radioastronomia vastasi näihin kysymyksiin avaruustutkimuksen löydön yhteydessä. radiotaajuusalueella Hz. Tämän säteilyn synnyttävät erittäin korkean energian elektronit liikkuessaan magneetin läpi. Galaxy kenttä.
Taajuus, jolla radiosäteilyn intensiteetti on suurin, liittyy magneettikentän voimakkuuteen. kentät N ja elektronin energia suhteella (Hz), jossa on elektronin nousukulma (kulma elektronin nopeusvektorin ja vektorin välillä N). Magn. galaksin kenttä, mitattu useita kertoja. menetelmillä, sen arvo on E. Keskimäärin, kun E ja =0,5, eV, ts. radiosäteilyä lähettävillä elektroneilla on oltava samat energiat kuin pääelektroneilla. Maan lähellä havaittu kosmisten säteiden massa. Nämä elektronit, jotka ovat yksi kosmisten säteiden komponenteista, vievät laajan alueen, joka kattaa koko galaksin, ja niitä kutsutaan galaktisiksi. halo. Tähtienvälisessä magneettisessa Kentillä elektronit liikkuvat kuten muutkin korkean energian varautuneet hiukkaset - protonit ja raskaammat ytimet. Ainoa ero on se, että elektronit, toisin kuin raskaammat hiukkaset, lähettävät intensiivisesti radioaaltoja ja havaitsevat siten itsensä galaksin kaukaisissa osissa, koska niiden massa on pieni, mikä on kosmisten säteiden indikaattori. ollenkaan.
Yleisgalaktisen lisäksi Synkrotroniradiosäteilyn erillisiä lähteitä löydettiin: kuoret, galaktinen ydin, . On luonnollista odottaa, että kaikki nämä lähtevät kosmisten säteiden esineistä.
70-luvun alkuun asti. 20. vuosisata monet tutkijat uskoivat, että K. l. align="absmiddle" width="89" height="17"> eV ovat pääasiassa metagalaktisia. alkuperää. Samalla ilmoitettiin tunnettujen galaksien puuttumisesta. jopa 10 21 eV hiukkasten lähteet ja ongelmat, jotka liittyvät niiden eristämiseen galaksissa. Pulsarien löydön (1967) yhteydessä pohdittiin useita mahdollisia mekanismeja jopa erittäin raskaiden ytimien kiihdyttämiseksi erittäin suuriin energioihin. Toisaalta saadut tiedot osoittavat, että Maan lähellä havaitut elektronit muodostuvat ja kerääntyvät galaksiin. Ei ole mitään syytä ajatella, että protonit ja raskaammat ytimet käyttäytyisivät eri tavalla tässä suhteessa. Siten galaktinen teoria on perusteltu. K. l.Epäsuora vahvistus tälle teorialle saatiin tiedoista kosmisten lähteiden jakautumisesta taivaanpallon yli. gammasäteilyä. Tämä säteily johtuu kosmisten säteiden törmäysten aikana muodostuvien mesonien hajoamisesta. tähtienvälisen kaasun hiukkasten kanssa sekä relativististen elektronien aiheuttamasta bremsstrahlung-säteilystä niiden törmäyksissä tähtienvälisen kaasun hiukkasten kanssa. Magnetismi ei vaikuta gammasäteisiin. kentät, joten niiden saapumissuunta osoittaa suoraan lähteeseen. Toisin kuin aurinkokunnan sisällä havaittu kosmisten säteiden lähes isotrooppinen jakautuminen, gammasäteilyn jakautuminen taivaalla osoittautui erittäin epätasaiseksi ja samanlaiseksi kuin supernovat jakautuvat galaksiin. pituusaste (kuva 4). Kokeellisten tietojen ja odotetun gammasäteilyn jakautumisen välinen hyvä yhteensopivuus taivaanpallolla toimii vahvana todisteena siitä, että Kosmisen säteen lähde on supernovat.
Teoria K. l. ei perustu vain galaktiseen hypoteesiin K. l.:n lähteiden luonne, mutta myös ajatus, että K. l. säilyvät galaksissa pitkään ja virtaavat hitaasti intergalaktiseen maailmaan. tilaa. Liikkuu suorassa linjassa, K. l. olisi poistunut Galaxysta useita kertoja myöhemmin. tuhat vuotta sukupolven jälkeen. Galaxyn mittakaavassa tämä aika on niin lyhyt, että näin nopealla vuodolla ei olisi mahdollista kompensoida tappioita. Kuitenkin tähtienvälisessä magneettikentässä. kenttä, jossa kosmisen l:n voimaliikkeet ovat erittäin kietoutuneet. sillä on monimutkainen luonne, joka muistuttaa molekyylien diffuusiota kaasussa. Tämän seurauksena K. l. Galaxysta on tuhansia kertoja suurempi kuin suoraviivaisen liikkeen aikana. Yllä oleva koskee perusasioita hiukkasten osat K. l. (eV:n kanssa). Suuremman energian omaavia hiukkasia, joiden lukumäärä on hyvin pieni, galaksi taipuu heikosti. mag. kentältä ja poistua Galaxysta suhteellisen nopeasti. Tämä ilmeisesti liittyy säteilyspektrin katkeamiseen. klo eV.
Luotettavin arvio CO l:n vuotoajasta. Galaxysta saadaan niiden koostumusta koskevista tiedoista. Kirjassa K. l. kevyitä ytimiä (Li, Be, B) on läsnä erittäin suuria määriä (verrattuna alkuaineiden keskimääräiseen runsauteen). Ne muodostuvat kosmisten säteiden raskaammista ytimistä. kun jälkimmäinen törmäävät tähtienvälisen kaasun (pääasiassa vedyn) atomien ytimiin. Jotta kevyitä ytimiä olisi läsnä havaittavassa määrässä, K. l. Liikkuessaan galaksissa niiden on läpäistävä tähtienvälistä ainetta, jonka paksuus on noin. 3 g/cm. Tähtienvälisen kaasun ja supernovaräjähdyksen jäänteiden jakautumista koskevien tietojen mukaan kosmisten säteiden ikä. ei ylitä 30 miljoonaa vuotta.
Pääasiassa supernovat kosmisten säteiden lähde radio-, röntgen- ja gammasäteilyn tähtitiedon lisäksi osoittavat myös arvioita niiden energian vapautumisesta soihdutusten aikana. Supernovaräjähdyksiin liittyy valtavien kaasumassojen vapautuminen, jotka muodostavat suuren, kirkkaasti hehkuvan ja laajenevan kuoren (sumun) räjähtävän tähden ympärille. Räjähdyksen koko energia kuluu säteilyyn ja liike-energiaan. kaasun paisuntaenergia voi olla 10 51 -10 52 erg. Uusimpien tietojen mukaan galaksissamme supernovat purkautuvat keskimäärin vähintään kerran 100 vuodessa. Jos asetamme 10 51 erg:n soihdutusenergian tälle ajanjaksolle, vrt. Salaman teho on n. erg/s. Toisaalta pitääkseen nykyaikaisena energiatiheys K.l. OK. 1 eV/cm K. l -lähteiden teho. klo ke. K. l. Galaxyssa vuosien tulee olla vähintään 10 40 erg/s. Tästä seuraa, että kosmisen l:n energiatiheyden ylläpitämiseksi. modernissa taso riittää, jotta he saavat vain muutaman. % supernovan räjähdysteho. Radioastronomia voi kuitenkin vain havaita suoraan radiosäteilyä lähettäviä elektroneja. Sen vuoksi ei vielä voida lopullisesti todeta (vaikka tämä vaikuttaa varsin luonnolliselta varsinkin gammasäteilyn saavutusten valossa), että supernovaräjähdyksien aikana syntyy myös riittävä määrä protoneja ja raskaampia ydinytimiä. Tässä suhteessa muiden mahdollisten K. l.:n lähteiden etsiminen ei ole menettänyt merkitystään. Tässä suhteessa erittäin kiinnostavia ovat pulsarit (joissa ilmeisesti hiukkasten kiihtyvyys erittäin suuriin energioihin on mahdollista) ja galaktinen alue. ytimiä (joissa räjähdysprosessit, jotka ovat paljon voimakkaampia kuin supernovaräjähdykset, ovat mahdollisia). Kosmisen säteen tuottovoima on kuitenkin galaktinen Ydin ei ilmeisesti ylitä niiden kokonaistehoa supernovaräjähdyksen aikana. Lisäksi suurin osa ytimeen muodostuneista kosmisista säteistä poistuu galaktisesta kiekosta ennen kuin ne saavuttavat Auringon läheisyyteen. Näin ollen voimme olettaa, että supernovaräjähdykset ovat ilmiöitä. tärkein, vaikkakaan ei ainoa lähde K. l.
5. Kosmisen säteen kiihtyvyysmekanismit
Kysymys mahdollisista mekanismeista hiukkasten kiihdyttämiseksi ~ 10 21 eV:n energioihin on vielä kaukana lopullisesta. ratkaisuja. Yleisesti ottaen kiihdytysprosessin luonne on kuitenkin jo selvä. Tavallisessa (ionisoimattomassa) kaasussa energian uudelleenjakautuminen hiukkasten välillä tapahtuu niiden törmäysten vuoksi. Harvinaisessa kosmisessa Plasmassa varautuneiden hiukkasten välisillä törmäyksillä on hyvin pieni rooli, ja yksittäisen hiukkasen energian muutos (kiihtyvyys tai hidastuminen) johtuu sen vuorovaikutuksesta sähkömagneetin kanssa. kentät, jotka syntyvät kaikkien sitä ympäröivien plasmahiukkasten liikkeestä.
Normaaleissa olosuhteissa hiukkasten lukumäärä, joiden energia ylittää selvästi av. plasmahiukkasten lämpöliikkeen energia on mitättömän pieni. Siksi hiukkasten kiihtymisen tulisi alkaa käytännössä lämpöenergioista. Avaruudessa plasma (sähköisesti neutraali) ei voi olla merkittävää sähköstaattista. kenttiä, jotka voivat nopeuttaa varautuneita hiukkasia kentän pisteiden välisen potentiaalieron vuoksi. Plasmassa voi kuitenkin esiintyä sähköä. pulssi- tai induktiiviset kentät. Pulssi sähköinen kentät ilmestyvät esimerkiksi, kun neutraalivirtakerros katkeaa magneettisen kosketuksen alueella. vastakkaisen napaisuuden kentät (katso). Induktio sähköinen kenttä ilmestyy magneettisen intensiteetin kasvaessa. kentät ajan myötä (betatron-ilmiö). Pulssikenttien lisäksi kiihtyvyyden alkuvaiheen voi aiheuttaa kiihdytettyjen hiukkasten vuorovaikutus plasmaaaltojen sähkökenttien kanssa alueilla, joilla on voimakas turbulentti plasmaliike.
Avaruudessa on ilmeisesti hierarkia kiihdytysmekanismeja, jotka toimivat eri yhdistelmissä tai eri sarjoissa riippuen erityisistä olosuhteista kiihtyvyyden alalla. Kiihdytys sähköpulssilla kentän tai plasman turbulenssi myötävaikuttaa myöhempään kiihtyvyyteen induktiomekanismin (betatroni) tai Fermi-mekanismin avulla.
Tietyt hiukkaskiihtyvyysprosessin piirteet avaruudessa liittyvät plasman käyttäytymiseen magneettikentissä. ala. Kosminen mag. kenttiä on suurissa tilavuuksissa. Varauksella varustettu hiukkanen Ze ja impulssi s liikkuu magneettisesti ala H kaarevaa polkua pitkin, jonka kaarevuussäde on hetkellinen
,
Missä R = cp/Ze- mag. hiukkasten jäykkyys (mitattu voltteina), - hiukkasten nousukulma. Jos kenttä muuttuu vähän arvoon verrattavissa olevilla etäisyyksillä, hiukkasradalla on magneettikenttäviivan ympäri kiertävä kierreviiva. kentät. Tässä tapauksessa kenttäviivat on ikään kuin kiinnitetty plasmaan (jäätynyt plasmaan) - minkä tahansa plasman osan siirtyminen aiheuttaa vastaavan magneettikenttälinjojen siirtymän ja muodonmuutoksen. kentät ja päinvastoin. Jos plasmassa herätetään riittävän voimakkaita liikkeitä (tämä tilanne syntyy esim. supernovaräjähdyksen seurauksena), niin tällaisia satunnaisesti liikkuvia osia plasmassa on monia. Selvyyden vuoksi on kätevää pitää niitä erillisinä plasmapilvinä, jotka liikkuvat suhteessa toisiinsa suurilla nopeuksilla. Perus plasmahiukkasten massa pysyy pilvissä ja liikkuu niiden mukana. Kuitenkin pieni määrä korkeaenergisiä hiukkasia, joiden liikeradan kaarevuussäde on mag. Plasmakenttä on verrattavissa pilven kokoon tai ylittää sen; kun se tulee pilveen, se ei jää siihen. Nämä hiukkaset taipuvat vain magneettisesti. Pilven kentässä on ikään kuin hiukkanen törmää pilveen kokonaisuutena ja hiukkaset olisivat sironneet sen päälle (kuva 5). Tällaisissa olosuhteissa hiukkanen vaihtaa tehokkaasti energiaa koko pilven kanssa kerralla. Mutta kineettinen. pilven energia on erittäin korkea ja periaatteessa kiihdytettyjen energia hiukkaset voivat kasvaa rajattomasti, kunnes hiukkanen poistuu alueelta voimakkain plasmaliikkein. Tämä on tilastojen ydin. E. Fermin vuonna 1949 ehdottama kiihtyvyysmekanismi. Hiukkaset kiihtyvät samalla tavalla, kun ne ovat vuorovaikutuksessa voimakkaiden shokkiaaltojen kanssa (esimerkiksi planeettojen välisessä avaruudessa), erityisesti kun kaksi iskuaaltoa lähestyy toisiaan muodostaen heijastavia magneetteja. "peilit" (tai "seinät") kiihdytetyille hiukkasille.
Plasma-aaltojen kiihdyttäessä hiukkasia, joilla on vain useita energioita, voidaan kiihdyttää. kertaa enemmän lämpöä. Tällaisten hiukkasten määrä ei ole liian pieni, mutta kiihtyvyysolosuhteet riippuvat merkittävästi hiukkasten tyypistä, minkä pitäisi johtaa voimakkaaseen muutokseen niiden koostumuksessa verrattuna alkuperäisen plasman koostumukseen. Kiihdytettyjen protonien spektri voi kuitenkin tässä tapauksessa olla myös ~ exp -(R/R 0).
Betatron-mekanismi, joka perustuu adiabaattisen säilymiseen. Hiukkasten liikkeen invariantti = const, antaa teholakispektrin eikä ole valikoiva hiukkasten tyypin suhteen, mutta sen tehokkuus on verrannollinen magneettikenttään. hiukkasten jäykkyys ( dR/dt ~ R), eli Sen toimintaa varten tarvitaan esikiihdytys (injektio).
Fermi-kiihdytysmekanismi antaa teholakienergiaa. spektri on kuitenkin valikoiva hiukkasten tyypin suhteen. Iskuaaltojen kiihtyvyys avaruudessa. plasma johtaa myös teholain energiaan. spektri, ja teoriassa. laskelmat antavat indeksiksi =2,5, mikä vastaa melko hyvin havaittua kosmisten säteiden spektrin muotoa. Siten kiihtyvyysteoria valitettavasti sallii moniselitteisen lähestymistavan kiihtyneiden hiukkasten (erityisesti auringon kosmisten säteiden) havaittujen spektrien tulkintaan.
Kiihdytysprosessit pulssisähköllä kentät lähellä magneettisia nollaviivoja. kenttiä havaitaan auringonpurkausten aikana, kun useita. min hiukkasia ilmestyy, kiihdytettynä usean energiaan. GeV. Lähellä pulsareita, galaksin supernovien kuorissa sekä galaksin ulkopuolisissa. kohteet - radiogalaksit ja kvasaarit - tällä prosessilla voi myös olla tärkeä rooli. kiihdytysmekanismin tai ainakin ruiskun roolin. Jälkimmäisessä tapauksessa ruiskutetut hiukkaset kiihdytetään max. havaittu K. l. energiat, jotka johtuvat vuorovaikutuksista aaltojen ja magneettisten epähomogeenisuuksien kanssa. kentät turbulentissa plasmassa.
Havainnot eri mittakaavassa (galaksi, aurinko, maapallon magnetosfääri jne.) osoittavat, että avaruudessa tapahtuu hiukkaskiihtyvyyttä. plasmaa kaikkialla, missä on riittävän voimakkaita epähomogeenisiä liikkeitä ja magneettikenttiä. kentät. Kuitenkin suuria määriä ja erittäin suuriin energioihin hiukkasia voidaan kiihdyttää vain silloin, kun plasmaan kohdistuu erittäin suuri kineettinen voima. energiaa. Juuri näin tapahtuu tällaisissa mahtavissa kosmisissa ympäristöissä. prosesseja, kuten supernovaräjähdyksiä, radiogalaksien ja kvasaarien toimintaa.
K. l.:n valtavan roolin ohella. astrofysiikassa Prosesseissa on huomioitava niiden merkitys Maan kaukaisen menneisyyden tutkimisessa (ilmastonmuutokset, biosfäärin kehitys jne.) ja joidenkin käytännön ongelmien ratkaisemisessa. nykyaikaiset tehtävät (kosmonautien säteilyturvallisuuden varmistaminen, kosmisen säteilyn mahdollisen vaikutuksen arviointi meteorologisiin vaikutuksiin jne.).
Lit.:
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Origin of Cosmic rays, M., 1963; Miroshnichenko L.I., Kosmiset säteet planeettojenvälisessä avaruudessa, M., 1973; Dorman L.I., Kosmisen säteilyn astrofysiikan kokeelliset ja teoreettiset perusteet, M., 1975; Toptygin I, N., Kosmiset säteet planeettojenvälisissä magneettikentissä, M., 1983.
(L.I. Miroshnichenko)
Kosmiset säteet (CR) ymmärretään yleensä varautuneiden relativististen hiukkasten virroiksi, jotka alkavat protoneista ja heliumytimistä ja päättyvät raskaampien alkuaineiden ytimiin aina uraaniin saakka ja jotka syntyvät ja kiihdytetään korkeisiin ja erittäin korkeisiin (jopa 10 20 eV) energioihin Maapallo. Tässä tapauksessa jopa 10 9 eV energiaisten hiukkasten virtaa hallitsee Auringon panos, ja korkeamman energian hiukkaset ovat galaktista (ja korkeimmilla energioilla mahdollisesti ekstragalaktista) alkuperää.
Luonnollisesti protonit ja ytimet eivät tyhjennä kaikkea avaruudesta Maahan tulevaa säteilyä. Tässä ei kuitenkaan käsitellä kysymyksiä, jotka liittyvät muiden kosmisen säteilyn muodostavien komponenttien: elektronien, positronien, antiprotonien, neutriinojen, gamma-kvanttien ja erilaisen sähkömagneettisen säteilyn tutkimukseen.
Galaktisten kosmisten säteiden (GCR) koostumusta hallitsevat protonit, ja jäljellä olevien ytimien osuus on alle 10%. Protonit pysyvät hallitsevana komponenttina, ainakin ~1 TeV energioihin asti, vaikka ytimien osuus kasvaa hiukkasten energian myötä. Kuvassa 1 verrataan ytimien suhteellista runsautta CR:ssä aurinkokunnan alkuaineiden runsautta (Simpson, 1997). Yleisesti ottaen havaitaan samankaltaisuus kahta poikkeusta lukuun ottamatta: ryhmä Li, Be, B ja elementit Cl:stä Mn:ään.
Riisi. 1 Elementtien esitys. Tummat pisteet ovat kosmisia säteitä, vaaleat pisteet ovat aurinkokuntaa.
Kuten kuvasta voidaan nähdä, kevyiden ytimien sisältö GCR:ssä (varauksella Z 3 - 5) on useita suuruusluokkia suurempi kuin niiden pitoisuus tähdissä. Lisäksi GCR:ille on tunnusomaista huomattavasti suurempi raskaiden ytimien (Z>20) läsnäolo niiden luonnolliseen runsautta verrattuna. Näiden elementtien epätavallisen korkea edustus liittyy lisäosuuteen, joka johtuu raskaampien elementtien halkeamisesta tähtienvälisessä väliaineessa. Molemmat tekijät ovat erittäin tärkeitä selventämään kysymystä GCR:n alkuperästä.
Aurinko on myös CR:n lähde, ja auringon kosmisten säteiden (SCR) vuot, erityisesti auringonpurkausten aikana, voivat saavuttaa erittäin korkeita arvoja, mutta niiden energian ominaisarvo ei pääsääntöisesti ylitä 109 eV, kun taas GCR:t jakautuvat erittäin laajalle energia-alueelle 109 - 1020 eV. Siksi kosmisten säteiden jako galaktisiin ja auringon kosmisiin säteisiin heijastaa asian ydintä, koska sekä kosmisten säteiden että kosmisten säteiden ominaisuudet ja lähteet ovat täysin erilaisia. Alle 10 GeV/nukleoni energioissa Maan läheltä mitattu GCR-intensiteetti riippuu auringon aktiivisuuden tasosta (tarkemmin sanottuna auringon syklien aikana muuttuvasta magneettikentästä). 
Korkeampien energioiden alueella GCR-intensiteetti on ajallisesti vakio. Nykyisten käsitteiden mukaan GCR:t päätyvät itse energia-alueelle 10 17 - 10 18 eV. Siksi yli 10 18 eV energioissa on oikeampaa käyttää nimitystä yksinkertaisesti CR, koska erittäin korkean energian kosmisten säteiden alkuperä ei todennäköisesti liity galaksiin. Havaittu differentiaalinen CR-energiaspektri (Cronin, 1999) on esitetty kuvassa 2. Spektriä kuvaa teholaki erittäin laajalla energia-alueella 10 11 - 10 20 eV pienellä kaltevuuden muutoksella noin 3 10 15 eV (kiertymä, joskus kutsutaan polviksi) ja noin 10 19 eV (nilkka). Integroitu CR-virtaus nilkan yläpuolella on noin 1 hiukkanen/km 2 vuodessa.
Kuva 2 Kosmisen säteiden energiaspektri.
CR-energiaspektrin teholakiluonne osoittaa niiden energian ei-termisen alkuperän, ja tämä puolestaan asettaa tiettyjä vaatimuksia CR-lähteille, joiden on varmistettava teholaki-energiaspektrin muodostuminen. Laajojen ilmasuihkujen havainnoissa CR-hiukkasten maksimienergia on 3,10 20 eV, ja tapahtumia, joiden energia on >10 20 eV, on yli 10. Tällaisia energioita tuskin voidaan tarjota galaksissamme sijaitsevista lähteistä. Samaan aikaan äärimmäisen suurien energioiden kosmisten säteiden vuorovaikutus kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn kanssa, jonka lämpötila on 2,75 ºK, rajoittaa etäisyyksiä, joilta tällaisia energioita omaavat hiukkaset voisivat tulla paikallisen galaksien superklusterin alueelle. se, kuten galaksissamme, ei myöskään ole esineitä, jotka voisivat tarjota kiihtyvyyttä niin korkeille energioille. Tämä ongelma kiinnittää tutkijoiden huomiota ja sen ratkaisemiseksi luodaan laitoksia, joissa on valtavia herkkiä alueita, koska erittäin korkean energian hiukkasten intensiteetti on erittäin alhainen (ks. kuva 2).
Kosmisen säteen kantama energiatiheys on ~1 eV/cm3; suurimman panoksen tähän arvoon jyrkästi laskevasta spektristä johtuen ovat suhteellisen pienienergiset hiukkaset. Sillä välin on merkittävää, että GCR-energiatiheyden arvo osoittautuu verrattavissa tähtienvälisen kaasun lämpöliikkeen ja sen turbulenttien liikkeiden energiatiheyteen, galaksimme tähtien sähkömagneettisen kokonaissäteilyn tiheyteen ja galaksin magneettikentän energiatiheys. Tämä tarkoittaa, että GCR:n rooli maailmankaikkeudessa tapahtuvien prosessien energiatasapainossa on melko suuri, ja tämä seikka tulisi ottaa huomioon kosmisten säteiden alkuperäteoriassa (Astrophysics CR, 1990).
GCR-virtaukselle on ominaista korkea isotropia. Anisotropiakertoimen arvot 10 14 eV:iin asti eivät ylitä 0,1 %; energian lisääntyessä CR:n anisotropiakerroin kasvaa ja saavuttaa useita kymmeniä prosentteja energioilla > 10 19 eV; kuitenkin tilastollinen merkitys koetulokset ovat ultrakorkeiden ja erittäin korkeiden energioiden (10 15 –10 20 eV) alueella, pääsääntöisesti pieniä.
Teoria GCR:ien alkuperästä, jota voitaisiin kutsua täysin täydelliseksi, puuttuu tällä hetkellä, varsinkin jos otamme huomioon erittäin korkean energian (>10 15 eV) GCR:n alkuperän, vaikka viimeisten 10–15 vuoden aikana on ollut ymmärrys prosessien yleisestä luonteesta, jossa kosmiset säteet ilmaantuvat ja kiihtyvät, ja merkittävää edistystä on tapahtunut. Täydellisen teorian GCR:ien alkuperästä pitäisi selittää GCR:ien pääominaisuudet: energiaspektrin potenssilain muoto, energiatiheyden arvo, primääristen CR:ien massa (kemiallinen) koostumus, mukaan lukien tiedot antiprotonien virroista. , elektronit, positronit, gammasäteet, GCR:n intensiteetin käytännöllinen vakioisuus ajan kuluessa ja erittäin heikko niiden anisotropia. 1950-luvun lopulla energianäkökohdat (Ginzburg ja Syrovatsky 1963) johtivat siihen johtopäätökseen, että GCR:ien lähteenä (ainakin suurinta osaa niiden massasta) tulisi pitää supernovaräjähdyksiä galaksissamme. Kvantitatiivinen teoria supernovaräjähdyksen energian muuntamisesta kosmisten säteiden energiaspektriksi kiihdyttämällä varautuneita hiukkasia shokkiaaltojen vaikutuksesta laajenevissa supernovakuorissa alkoi kehittyä 1970-luvun lopulla (Krymsky, 1977), ja siitä on nyt tullut yleisesti hyväksytty, vaikka se ei ole vielä saanut lopullista kokeellista vahvistusta. Tämä teoria tekee mahdolliseksi kuvata potenssilain GCR-spektrin muodostumista ~10 15 .Z eV energioihin asti, missä Z on kiihdytetyn ionin varaus, ja jopa ~10 17 .Z eV asti (Ptuskin ja Zirakashvili, 2005) ottaen huomioon suuren magnetohydrodynaamisen turbulenssin, joka johtuu CR-vuon epävakaudesta supernovan evoluution alkuvaiheessa, mutta lisäponnisteluja tarvitaan ymmärtämään, kuinka hiukkaset kiihtyvät 10 20 eV:n energioihin asti.
Maapallon lähellä havaittu GCR:ien energiaspektri ja niiden massakoostumus muodostuvat muunnoksen seurauksena, kun ne kulkevat lähteistä, jotka ovat jakautuneet pääasiassa galaktisen kiekon keskiosassa galaksin reunalla sijaitsevaan aurinkokuntaan. Koska galaksissa on sekä säännöllisiä että satunnaisia magneettikenttiä, joiden ominaisvoimakkuus on ~3,10 -6 G, GCR-hiukkaset etenevät hyvin monimutkaisia ratoja pitkin ja niiden liikettä voidaan kuvailla hyvässä likimäärässä diffuusioksi. Tärkeimmät argumentit diffuusion läsnäolon puolesta liittyvät GCR-vuon lähes täydelliseen isotropiaan ja valoytimien (Li, Be, B) esiintymiseen GCR-virrassa satoja tuhansia kertoja suurempina määrinä kuin niiden runsaus Galaxy. GCR:ien käyttöikä eli aika, jonka ne viipyvät galaksissa, on ~3,10 7 vuotta, mikä on 4 suuruusluokkaa enemmän kuin aika, joka tarvitaan galaksin ylittämiseen, kun ne liikkuvat suorassa linjassa. Tänä aikana keskialkuaineiden (C, N, O) ytimien vaihteluväli tähtienvälisessä kaasussa on 5–10 g/cm 2, mikä riittää kevyiden ytimien muodostumiseen. GCR:ien käyttöikä ja niiden läpi kulkevan aineen määrä vähenevät hiukkasenergian kasvaessa; Hiukkaset, joilla on erittäin suuri energia, eivät käytännössä enää koe diffuusiota.
GCR:ien energiaspektri ja massakoostumus voidaan mitata joko suoraan, eli GCR-hiukkasten suoran rekisteröinnin tuloksena ilmapalloilla ja satelliiteilla suoritetuissa kokeissa tai käyttämällä epäsuoria menetelmiä, jotka perustuvat laajan ilmasuihkun (EAS) ominaisuuksien tutkimiseen. ilmakehässä tapahtuvan kaskadiprosessin kehittymisen seurauksena. EAS-menetelmän etuna on, että jotkin suihkukomponentit voidaan havaita erittäin suurilta etäisyyksiltä EAS:n synnyttäneen primääripartikkelin liikeradalta (jopa kymmeniä kilometrejä tallennettaessa ilmakehän varautuneiden suihkuhiukkasten synnyttämää fluoresenssia), mikä saavuttaa tapahtuman tehokkaan havaitsemisalueen valtava kasvu. Tämä mahdollistaa suorien kokeiden luontaisten tilastojen väistämättömien rajoitusten ylittämisen, mikä ei salli niiden käyttämistä GCR:ien tutkimiseen tietyn ilmaisimen geometriasta riippuvan energiakynnyksen yläpuolella. Tällä hetkellä Proton-sarjan satelliiteilla tehdyissä kokeissa saavutettu energiaennätysarvo (1968) on ~ 2,10 15 eV. Useimmissa suorissa kokeissa tämä kynnys on silti huomattavasti matalampi, joten suorien ja epäsuorien kokeiden välinen raja on 10 14 – 10 15 eV energioiden välillä. Epäsuorien menetelmien etujen hyödyntämisen hinta on kuitenkin tarve määrittää primääripartikkelin energia- ja massaluku ilmakehän kaskadin kehityksen tulosten perusteella, mikä liittyy merkittävään epävarmuuteen, vaikka se tiedettäisiinkin. tarkalleen kuinka vuorovaikutuksen alkeellinen teko tapahtuu. Samaan aikaan tietomme hadronin ja nukleonin vuorovaikutuksista rajoittuvat 2,10 15 eV:n energiaan (Tevatronin vastaava energia laboratoriojärjestelmässä). Samalla on korostettava, että sama epävarmuus olisi luontainen satelliiteilla ja ilmapalloilla ionisaatiokalorimetreillä suoritettaviin kokeisiin, jos nämä kokeet olisi suunnattu energia-alueelle, josta ei ole kokeellista tietoa hadronin ja nukleonin vuorovaikutuksista.
2. KOSMISTEN SÄTEIDEN TUTKIMUSMENETELMÄT
CR-spektrin energian laajuuden ja jyrkästi laskevan luonteen vuoksi on tarpeen käyttää erilaisia mittausmenetelmiä.
2.1 Suorat menetelmät
GCR:ien kokeellinen tutkimus suorilla menetelmillä ehdottaa mahdollisuutta mitata suoraan primäärihiukkasten varausta ja energiaa. Kuten johdannossa jo mainittiin, energia-alueen yläraja, jonka sisällä suoria menetelmiä voidaan tällä hetkellä käyttää, on noin 10 15 eV. Tämä raja määräytyy luonnollisen vaatimuksen perusteella saavuttaa pienin hyväksyttävä tilastollinen tarkkuus kohtuullisessa ajassa kokeesta. Vaikka tämä arvo on paljon pienempi kuin CL-spektrin yläraja (~ 10 20 eV), tässä tapauksessa energia-alue, jolla tutkimukset suoritetaan suorilla menetelmillä, ulottuu kuitenkin 5 suuruusluokkaan, mikä johtaa täytyy käyttää erilaisia menetelmiä primäärihiukkasten varauksen ja energian (tai liikemäärän) mittaamiseen.
Kuten tiedetään, Maan magneettikenttä voi toimia hiukkasten magneettisen jäykkyyden analysaattorina, mikä on aiemmin mahdollistanut ensimmäisten tietojen saamisen GCR:ien energiaspektristä noin 10 GeV:n alueella. Aluetta 10 GeV - 10 15 eV tutkittiin valokuvaemulsioilla, ionisaatiokalorimetreillä, magneettispektrometreillä, röntgenemulsiokammioilla ja eräillä muilla satelliiteille asennettuina tai sylintereihin nostetuilla instrumenteilla.
Ionisaatiokalorimetri on melko paksu materiaalilohko, joka on kerrostettu ionisaatioilmaisimilla, jonka avulla voidaan ilmaisimien lukemien perusteella määrittää primääripartikkelin tuottaman kaskadin aiheuttama kokonaisionisaatio ja sitten löytää primäärienergia joko mallintamalla kaskadiprosessi tai ionisaatiokalorimetrin kalibrointi kiihdyttimessä. Ihannetapauksessa ionisaatiokalorimetrin tulisi absorboida kokonaan aineen primääripartikkelin muodostama koko kaskadi. Asetettaessa ionisaatiokalorimetri satelliitille tai ilmapallolle, tällainen vaatimus ei kuitenkaan ole toteutettavissa, joten kalorimetri pystyy mittaamaan suoraan vain osan primääripartikkelin energiasta, ja siksi energiamittausten virheet lisääntyvät hiukkasenergian kasvaessa. Ionisaatiokalorimetri voi olla fotoemulsioversiona, ja se voi myös olla yhdistelmä röntgenemulsiokalvokerroksia, jota käytetään ionisaatioilmaisimena, mitattuna kalvon mustumisen optisella tiheydellä, ja absorboijakerroksia; On myös mahdollista käyttää puolijohdeionisaatioilmaisimia. Jos kalorimetrin paksuus on pieni, niin että ionisaatioilmaisimia on vain 1-2 kerrosta, niin kalorimetri muuttuu ns. push-asennukseksi (työntö on ilmaisimen ionisaatiopurske lumivyöryn aikana varautuneista hiukkasista). Toisin kuin kalorimetrit, työntöasennuksissa voidaan mitata vain varautuneiden hiukkasten lukumäärä kaskadin maksimiarvolla, ei kaskadin synnyttämää kokonaisionisaatiota.
Primäärihiukkasen varauksen mittaamiseen käytetään yleensä erityisiä ilmaisimia. Nämä ilmaisimet hyödyntävät sitä tosiasiaa, että sekä ionisaatiohäviöt että Cherenkov-säteilyn aiheuttamat häviöt ovat verrannollisia Z 2:een - primääripartikkelin varauksen neliöön. Tämä mahdollistaa Z:n erottamisen joko hiukkasen ionisaatiohäviöiden suuruuden tai hiukkasen synnyttämän Tšerenkovin säteilyvuon perusteella (Cherenkov-laskuri).
Ulkoavaruuden tutkimuksen aloittivat 1960-luvulla Grigorov ja hänen kollegansa Proton-sarjan satelliiteilla tehdyissä kokeissa (Bugakov et al., 1970). Näissä kokeissa hiukkasten varaus ja liikkeen suunta määritettiin Tšerenkovin laskureilla pleksisäteilijöillä ja energian määrittämiseen käytettiin ionisaatiokalorimetriä (kuva 3), joka sisälsi 140 g/cm 2 Pb ja 855 g/cm 2 Fe. absorboijana 16 kerroksen ionisaatiokammion välissä (tähän päivään asti tämä kalorimetri on painon ja valoisuuden ennätys).
Riisi. 3 Kaaviokaavio IK-15-spektrometristä korkeaenergisten kosmisen säteen hiukkasten tutkimiseen; M – vaihdettavat grafiitti- ja polyeteenitaulut, ChS – Cherenkov-laskurit, TM – ohuet grafiittitaulut, DN – varauksen ja hiukkassuunnan ilmaisimet, IR – ionisaatiokammiot, PS – suhteelliset laskurit.
Proton-sarjan satelliiteilla tehdyissä kokeissa mitattiin kaikkien hiukkasten energiaspektri energioilla 10 11 –10 15 eV ja erikseen protonien ja α-hiukkasten spektrit.
Teknologian jatkuva kehitys myöhempinä vuosina johti kolmen suuren kokeen toteuttamiseen avaruudessa: HEAO-3, SOKOL ja CRN, joissa spektrit mitattiin energioihin asti ~1 TeV/nukleoni alkuaineille aina rautaan asti. Ilmapallokokeet aloitettiin 1970-luvulla eri alkuaineiden spektrien mittaamiseksi yli 100 GeV/nukleoni energioilla.
Emulsiokammiomenetelmän kehityksen ansiosta pitkiä lentoja, jotka tuottivat suuremman altistuksen, tuli mahdolliseksi. Suoritettiin sarja kokeita: MUBEE, JACEE, RUNJOB. Tyypillinen emulsiokammio, jota käytetään suoriin kosmisten säteiden ja niiden vuorovaikutusten mittaamiseen ilmakehän huipulla JACEE-yhteistyön (Asakimori, 1998) avulla, on esitetty kuvassa. 4. 
> Tämä kamera on suunniteltu mittaamaan ensisijaista koostumusta, kun se altistetaan yli 99,5 %:n ilmakehälle. Kammion yläosa koostuu herkän emulsion kerroksista, jotka on erotettu muovikerroksilla. Tulevan primääriytimen varaus mitataan ennen sen vuorovaikutusta emulsiossa olevan radan tummumisasteella. Kameran keskiosa on suunniteltu seuraamaan jälkiä minimaalisella vuorovaikutusmahdollisuudella. Tämä mahdollistaa raitojen erottumisen riittävästi, jotta kammion kalorimetrisessa osassa tapahtuvien vuorovaikutusten synnyttämät kaskadit voidaan mitata yksitellen.
Riisi. 4 – Emulsiokammio JACEE-kokeessa.
Kalorimetrin olennaiset osat ovat röntgenfilmit ja lyijylevyt. Lyijyssä kehittyvät nopeasti joko suoraan elektronien tai fotonien tai π 0 -mesonien hajoamisesta peräisin olevien fotonien sähkömagneettiset kaskadit, joiden energia voidaan määrittää summaamalla kunkin kaskadin röntgenfilmikerrosten mustumismittaukset. Taulukossa 1 on yhteenveto useiden avaruus- ja ilmapallokokeiden ominaisuudet sekä tiedot tulevista suunnitelluista kokeista (Wefel, 2003).
Taulukko 1 Kokeet galaktisten kosmisten säteiden spektrien ja kemiallisen koostumuksen tutkimiseksi
| Kokeilu, vuosia | Ydin | Metodologia | Energia-alue, eV | Geom. kerroin,/m 2 .sr. | Altistuskerroin / m 2 keskim. päivä |
| Avaruusalus | |||||
| Protoni 1-4 1965-1968 | Kaikki ytimet H, Hän | kalorimetri | 10 11 - 10 15 | 0.05 - 10 | 5 - 2000 |
| HEAO-3 1979-1980 | 16≤Z≤28 | ionisaatio / Cherenkov | 3.10 10 - 10 13 | 1.2 | 370 |
| HEAO-3 1979-1980 | 4≤Z≤28 | Cherenkovsky ilmaisimia | 3.10 10 - 2.10 12 | 0.14 | 33 |
| CRN Spacelab2 1985 | 5≤Z≤26 | Siirtymäsäteilyn ilmaisimet | 7.10 11 - 3.10 13 | 0.1- 0.5 0.5 -0.9 | 0.3 -3 |
| FALCON (avaruus) 1984-1986 | 1≤Z≤26 | kalorimetri | 2.10 12 - 10 14 | 0.026 | 0.4 |
| Ilmapallot | |||||
| Ryan et ai 1969-1970 | 1≤Z≤26 | kalorimetri | 5.10 10 - 2.10 12 | 0.036 | 0.01 |
| JACEE | 1≤Z≤26 | emulsiokammio | 10 12 - 5.10 14 | 2-5 | 107 (H, Hän) 65(Z>2) |
| MUBEE 1975-1987 | 1≤Z≤26 | emulsio kamera | 10 13 - 3.10 14 | 0.6 | 22 |
| RUNJOB 1995-1999 | 1≤Z≤26 | emulsio kamera |
10 13 - 5.10 14 | 1.6 | 43 |
| ATIC Etelämanner 2000-2001 | 1≤Z≤28 | kalorimetri | 10 10 - 10 14 | 0.23 | 3.5 |
| ATIC Etelämanner 2002-2003 | 1≤Z≤28 | kalorimetri | 10 10 - 10 14 | 0.23 | 6.9 |
| TRACER 2004-2005 | 1≤Z≤28 | ilmaisimia siirtymäsäteilyä | 10 11 - 3.10 14 | 5 | 70 |
| KERMA 2004-2005 | 1≤Z≤28 | transienttiilmaisimet säteily/kalorimetri | 10 12 - 5.10 14 | 1.4 -0.35 | 35 - 140 |
| Uusia kokeiluja | |||||
| Avaruusalus | |||||
| PÄÄSY | ilmaisimia siirtymäsäteilyä | 10 13 - 5.10 15 | 7 - 12 | 7000 - 12000 | |
| (CSTRD) | kalorimetri | 10 12 - 10 15 | 0,9 | 900 | |
| PROTON-S | kalorimetri | 10 12 - 3.10 16 | 18 | 18000 | |
| INCA | neutroni kalorimetri | 10 14 - 10 16 | 48 | 48000 | |
| AMS | suprajohtava | 10 10 - 10 13 | 50 | 50000 | |
Kuvassa Kuvassa 5 on kaaviokuva AMS-koeinstrumentista (Casaus et al, 2003).
Riisi. 5 AMS-laitteen kaavio.
Tarkasteltaessa GCR:ien spektrien ja koostumuksen suorien menetelmien mittaustuloksia (ks. myöhemmin tekstissä), aineiston tilastolliset rajoitukset ovat ilmeisiä, joten kokeellisen tilanteen laadullinen ja kvantitatiivinen parantaminen on välttämätöntä. Kun otetaan huomioon GCR-energiaspektrin putoava luonne, joka johtaa GCR-vuon voimakkuuden jyrkkään laskuun havaittujen hiukkasten energian lisääntyessä, ilmaisin, jonka pinta-ala on 1 m 2 ilmakehä rekisteröi noin 100 tapahtumaa vuodessa, joiden energia on > 10 15 eV. Tämä johtaa johtopäätökseen, että ≈ 10 15 eV energia erottaa energia-alueen, jossa voidaan käyttää suoria menetelmiä, ultrakorkean energian alueesta, jossa tällä hetkellä voidaan käyttää vain epäsuoria menetelmiä.
2.2 Epäsuorat menetelmät
Mahdollisuus saada tietoa erittäin korkean energian GCR:istä johtuu Maan ilmakehän olemassaolosta, jossa primäärihiukkanen kehittää hadronis-sähkömagneettisen kaskadin, joka koostuu suuresta määrästä sekundaarisia hiukkasia ja jota kutsutaan laajaksi ilmasuihkuksi (EAS). . Tämä nimi johtuu siitä, että vuorovaikutusten ja hajoamisen seurauksena syntyneet toissijaiset hiukkaset voidaan havaita riittävän suurilta etäisyyksiltä EAS-akselista - suora viiva, joka on sama kuin primääripartikkelin liikesuunta. Primäärienergiasta riippuen EAS-ilmaisu voi tapahtua satojen tai jopa tuhansien metrien etäisyydellä akselista, jolloin tehollinen pinta-ala voi olla kymmeniä neliökilometrejä. Kaikki tämä mahdollistaa EAS:ien tutkimisen käyttämällä eristettyjen ilmaisimien järjestelmää, joka on sijoitettu niin, että se kattaa mahdollisimman suuren alueen (Christiansen et al. 1975).
EAS-menetelmän toteuttamiseen tarvitaan laaja-alaisia ilmaisimia, jotka on suunniteltu pitkiä valotuksia varten, mikä johtuu tällaisten energioiden pienestä hiukkasvirrasta. Yleisin tapa on rakentaa maan pinnalle laitteistoja, jotka kattavat neliökilometreinä mitatut alueet ja toimivat vuosia.
EAS-menetelmä on edelleen tehokkain menetelmä saada tietoa PCR:istä, joiden energia on yli 10 15 eV. Juuri tämä menetelmä on korkeimpiin havaittuihin energioihin, ~ 3,10 20 eV asti, tuottanut suurimman osan tiedoista PCR:n pääominaisuuksista: energiaspektristä, massakoostumuksesta ja anisotropiasta (Kalmykov ja Khristiansen, 1995).
Historiallisesti ensimmäinen EAS:ien tutkimiseen käytetty menetelmä oli menetelmä, jolla EAS:t havaittiin tallentamalla varautuneiden hiukkasten virtoja, ja suhteellisen yksinkertaisuutensa vuoksi se on edelleen laajalle levinnyt. EAS:n ominaisuuksia ja metodologisia kysymyksiä kuvataan yksityiskohtaisesti Greisenin (1958) katsauksessa, joka ei ole menettänyt merkitystään tähän päivään asti. 
EAS:ien perustana on ilmakehän hadronikaskadi, joka kehittyy primääripartikkelista - protonista tai ytimestä (kuva 6), joka on vuorovaikutuksessa ilmakehän rajalla.
Riisi. 6– EAS:n kehityskaavio (Haungs, 2003).
Kaskadin kehittyessä muodostuu muita EAS-komponentteja - elektroni-fotoni-komponentti, myonikomponentti sekä optinen säteily, joka johtuu varautuneiden hiukkasten kulkeutumisesta ilmakehän läpi (Cherenkov ja fluoresoiva). Suurin osa varautuneista EAS-hiukkasista on elektroneja, joihin yleensä kuuluu positroneja. Muonien lukumäärä on noin 10 % elektronien lukumäärästä (elektronien lukumäärällä Ne ≈10 5 –10 6). Gammasäteiden määrä on noin kaksinkertainen elektronien lukumäärään verrattuna, ja hadronit muodostavat noin 1 % EAS:n hiukkasten kokonaismäärästä.
Suihkun kehittyminen ilmakehässä tapahtuu siten, että hiukkasten määrä EAS:ssa ensin kasvaa, saavuttaa sitten maksiminsa ja sitten vähenee, kun kasvava hiukkasmäärän energia putoaa hiukkasten lisämuodostumisen kynnyksen alapuolelle. EAS-hiukkaset muodostavat ohuen relativististen hiukkasten kiekon. EAS-rungon muodostavat korkeaenergiset hadronit syöttävät suihkun sähkömagneettista osaa pääasiassa neutraalien pionien hajoamisesta peräisin olevilla fotoneilla. Nukleonit ja muut korkean energian hadronit osallistuvat hadronikaskadiin. Varautuneet pionit ja kaonit, joilla on alhaisempi energia hajoaminen, myötävaikuttavat myonin komponenttiin. (Lapoamisen ja vuorovaikutuksen välinen suhde riippuu ilmakehän energiasta ja syvyydestä.)
Jokaisella hadronisella vuorovaikutuksella sähkömagneettiseen komponenttiin siirtyy hieman yli kolmasosa energiasta. Koska useimmat hadronit ovat vuorovaikutuksessa toistuvasti, suurin osa primäärienergiasta muuttuu vähitellen sähkömagneettiseksi komponentiksi. Elektronien ja positronien aiheuttama fotonien häiriösäteily sekä fotonien aiheuttama elektroni-positroniparien muodostuminen johtavat hiukkasten nopeaan lisääntymiseen sähkömagneettisissa kaskadeissa, jolloin elektronien ja positronien määrä suihkussa kasvaa. Kun suihku ylittää maksimin, elektronien ja positronien määrä alkaa laskea, koska hiukkasten välisen energian pirstoutumisen vuoksi niiden ominaisenergia tulee alle kriittisen (Ec ~ 80 MeV), minkä jälkeen elektronit ja positronit menettävät nopeasti jäljellä olevan energian. energiaa ionisaatioon. Siksi suurin osa suihkuenergiasta hajoaa lopulta elektronien ja positronien ionisaatiohäviöiden vuoksi. Pientä osaa lukuun ottamatta F(E0) myonien ja neutriinojen kuljettama energia, primäärienergia E0 määräytyy kaikkien ilmakehän elektronien liikeradan kokonaispituudella (radan pituusintegraali):
Missä N(x) on varautuneiden hiukkasten lukumäärä suihkussa syvyydellä x (mitattuna suihkun akselia pitkin) ja α on energiahäviö ilmakehän matkan pituusyksikköä kohti. 
Esimerkki asennuksesta EAS:iden tutkimista varten on esitetty kuvassa. 7.
Varautuneiden hiukkasten vuon avulla tapahtuvan EAS:n havaitsemisen ohella myös EAS:n havaitsemismenetelmät ovat yleistyneet, jotka perustuvat EAS:n - Cherenkov-säteilyn mukana tulevan optisen säteilyn rekisteröintiin ja ionisaatiohohteeseen tai fluoresenssiin.
Riisi. 7- KASCADE:n asennus (Klages et al, 1997).
On tärkeää, että sekä Tšerenkovin valon että fluoresenssin vuot määräytyvät pääasiassa elektroni-fotoni-kaskadien ominaisuuksien perusteella, jotka voidaan laskea paremmin kuin hadronikaskadien ominaisuudet, ja siksi Tšerenkovin säteilyn ja fluoresenssin virrat ovat vähemmän riippuvaisia mallintamaan riippuvuutta. Tämä on tärkeä etu, vaikka menetelmän toteutus vaatii asennuksen toimimaan vain kirkkaina kuuttomina öinä, mikä vähentää todellisen koeajan 5-10 prosenttiin tähtitieteellisestä ajasta. Fluoresenssiilmaisimet ovat olennainen osa Pierre Augerin asennusta ja mahdollistavat ~ 10 20 eV:n primäärienergialla havaitsemaan EAS:n kulkua jopa 40 km:n etäisyydeltä ilmaisimesta. EAS:n ilmakehässä luoman fluoresenssin tallentamiseksi kehitetään projekteja avaruusasennuksilla.
Mielenkiintoisia tietoja, jotka ovat välttämättömiä GCR:iden massakoostumuksen määrittämisessä, saadaan tutkimalla EAS:iden hadronikomponenttia. Hadronivuot ovat kuitenkin merkittävästi huonompia kuin elektroni- ja myonikomponenttien virrat, ja hadronien havaitsemiseen tarvittavat laitteet ovat varsin monimutkaisia (ionisaatiokalorimetri) ja kalliita, joten hadronikomponenttia tutkitaan harvoin nykyaikaisissa EAS-ilmaisulaitteistoissa.
Vaikuttaa lupaavalta käyttää suuren, jopa ~1000 m 2:n alueen röntgenemulsiokammioita osana EAS-asennuksia (kuva 8), kuten Pamir-kokeessa (Baiburina et al., 1984), korkean energian mittaamiseen. EAS:n keskiosa, mikä mahdollistaa TeV-hiukkasten rekisteröinnin 300 µm:n avaruudellisella resoluutiolla. 
Riisi. 8 Kaavio röntgenemulsiokammion käytöstä (Kempa, 1997).
Jotta EAS-tiedoista saadaan tietoa primäärisäteistä, tarvitaan integroitu lähestymistapa sen varmistamiseksi, että jokaisesta suihkusta löytyy mahdollisimman paljon ominaisuuksia. Myonikomponentin samanaikainen rekisteröinti elektronikomponentin kanssa mahdollistaa tiedon poimimisen primäärisäteilyn massakoostumuksesta. Samaan tarkoitukseen voidaan käyttää tietoa elektroni-fotoni-kaskadin pitkittäiskehityksestä ilmakehässä sekä tiettyjen komponenttien tilajakauman toiminnoista.
EAS:n käyttö GCR:n energiaspektrin ja massakoostumuksen määrittämiseen liittyy väistämättä tarpeeseen rekonstruoida primääripartikkelin parametrit (energia, massaluku ja sen saapumissuunta) asennukseen sisältyvien ilmaisimien vasteista. . Tällainen rekonstruktio on mahdotonta, ellei tästä ilmiöstä ole mallia, joka perustuu hadronisten vuorovaikutusten ominaisuuksia koskevien kiihdytintietojen ekstrapolointiin erittäin korkean energian alueelle, jossa tällaista dataa ei ole. Muodollisesti kiihdytintiedot päättyvät nyt vastaavaan laboratorioenergiaan 1.8.10 15 eV, mutta joukon tärkeitä hadronin ja nukleonin vuorovaikutuksen ja erityisesti hadronin ja ytimen vuorovaikutuksen ominaisuuksia tunnetaan vain ~1 TeV energioihin asti. Koska tällä hetkellä käytetyt hadronivuorovaikutusten mallit ovat fenomenologisia, ei niiden ennusteiden luotettavuutta voida tarkasti ottaen taata sen energia-alueen ulkopuolella, jossa malliparametrit on määritetty. Tämä seikka tulee aina pitää mielessä, kun tulkitaan EAS-tutkimuksilla saatuja kokeellisia tietoja.
3. KOSMISET SÄTEET LÄHELLÄ MAAA
3.1 Modulaatiovaikutusalue
Alhaisimman energian hiukkasia ei voida havaita suoraan Maan lähellä, koska aurinkotuuli estää näitä hiukkasia pääsemästä heliosfääriimme. Tämä heliosfäärin modulaatio vähenee energian kasvaessa ja johtaa CR-intensiteetin vaihtelun aurinkosykliin alhaisilla energioilla. Heliosfääriin saapuvien GCR:ien intensiteetissä ja spektrissä tapahtuu huomattavia muutoksia. Nämä muutokset liittyvät ensisijaisesti kosmisen säteilyvuon vuorovaikutukseen aurinkotuulen ja tähän tuuleen jääneiden magneettikenttien kanssa. Tämän seurauksena Maan läheltä mitattu galaktisten kosmisten säteiden energiaspektri eroaa huomattavasti tähtienvälisen väliaineen GCR-spektristä. Kuvassa 9 on esitetty galaktisten kosmisten säteiden spektrin mittaustulokset auringon aktiivisuuden eri vaiheita vastaavien ajanjaksojen aikana (Heber, 2001). 
Riisi. 9 Eri alkuaineiden energiaspektri mitattuna lähellä maapalloa auringon aktiivisuuden vähimmäisvuonna (ylempi käyrä) ja maksimivuonna (alempi).
Voidaan nähdä, että yli 10 GeV/nukleoni energioissa GCR-intensiteetit auringon aktiivisuuden eri vaiheissa vaihtelevat hieman. Samanaikaisesti ~10 MeV energioilla spektrien intensiteetit voivat vaihdella suuruusluokkaa.
Kun tarkastellaan erilaisia heliosfäärin ilmiöitä useiden vuosikymmenten ajalta, niiden määräävä tekijä on aurinkoprosessin 11 ja 22 vuoden syklisyys, joille on ominaista useita selkeästi vakiintuneita kuvioita auringon aktiivisuuden tasosta ja aktiivisten alueiden sijainnista. fotosfääri sekä aktiivisten muodostumien magneettikenttä. Modulaatioalueen raja sijaitsee ~100 AU:n etäisyyksillä.
Kuva 10 esittää CR-intensiteetin modulaatiota 11 vuoden aurinkosyklissä (Bazilevskaya et al., 2005). GCR-intensiteetti muuttuu vastavaiheessa auringonpilkkujen määrän mukaan. Auringon modulaatioprosessit osoittautuvat kuitenkin melko monimutkaisiksi, eikä niitä voida pelkistää vain antikorrelaatioon auringonpilkkujen lukumäärän kanssa.
GCR-kuljetuksen teoreettinen perusta heliosfäärissä on Parkerin kuljetusyhtälö (Parker, 1965):
Missä on kosmisen säteen jakautumisfunktio, R on kovuus, r ja t ovat etäisyys Auringosta ja aika. V – aurinkotuulen nopeus. Yhtälön oikealla puolella on termit, jotka kuvaavat hiukkasten konvektiota, pitkittäistä ja poikittaista ajautumista, diffuusiota, adiabaattista energiamuutosta ja hiukkaslähdettä. Hiukkasten lähde voi olla mikä tahansa heliosfäärin lähde. K on tensori, jonka symmetrinen osa kuvaa diffuusiota ja tensorin antisymmetrinen osa kuvaa hiukkasten ajautumista heliosfäärin magneettikentässä keskinopeudella V D . Viime vuosina diffuusion huomioon ottaminen magneettikenttää vastaan kohtisuorassa suunnassa on tullut erityisen tärkeäksi.
Yhtälö (1) ratkaistaan yleensä numeerisesti. Sen ratkaisu periaatteessa mahdollistaa modulaatioarvojen saamisen heliosfäärin sisällä. Luonnollisten prosessien ja yhteyksien, joihin CR osallistuu, monimuotoisuus on kuitenkin niin suuri, että tätä yhtälöä ratkaistaessa syntyy ongelma - tarve saada yksityiskohtaista tietoa yhtälön pääparametrien tilallisista, ajallisista ja energiariippuvuuksista kokoon ja modulaatioalueen geometria.
Riisi. 10 Kosmisen säteiden intensiteetti, joiden energia on > 100 MeV ilmakehän rajalla Murmanskin alueella stratosfäärimittausten mukaan. Yhtenäinen viiva osoittaa CR-intensiteetin, katkoviiva osoittaa auringonpilkkujen lukumäärän.
Ongelman monimutkaisuuden vuoksi kolmiulotteisiin, energiariippuvaisiin numeerisiin simulaatioihin perustuvia modulaatiomalleja on viime aikoina kehitetty erittäin aktiivisesti. Laskentatuloksia voidaan verrata ilmapalloilla ja avaruusaluksilla saatuihin kokeellisiin tietoihin. Teoksessa (Bonino et al, 2001) siirtoyhtälön likimääräistä ratkaisua käyttäen esitetään protonien differentiaalinen energiaspektri aurinkomodulaatioparametrista M riippuen:
Tässä T on kineettinen energia nukleonia kohti ja E0 on nukleonin lepoenergia. Samassa työssä analysoitiin kokeellisia tietoja galaktisten kosmisten säteiden spektristä ilmapalloilla ja avaruusaluksissa. Harkittiin 29 erilaista koetta. Vertaamalla kaavalla (2) saatuja laskelmia näihin tietoihin, määritettiin aurinkomodulaatioparametrit M, jotka parhaiten kuvaavat kokeellisia intensiteettiarvoja. (Kuva 11) 
Riisi. 11 Yhtälön (2) perusteella saadut kosmisten säteiden differentiaalispektrit eri aurinkomodulaatioarvoille M = 390, 600, 820, 1080 MeV (käyrät 1,2,3,4, vastaavasti) verrattuna kokeellisiin tietoihin hankittu ilmapalloilla ja avaruuslaitteilla vuosina 1965, 1968, 1980 ja 1989. vastaavasti.
On olemassa semi-empiirinen dynaaminen malli (Nymmik, 2005), jonka avulla voidaan kuvata GCR-hiukkasten virtoja Z-arvolla 1-92 ja energioilla 5-105 MeV/nukleoni. Malli ottaa huomioon vuotojen riippuvuuden auringon aktiivisuuden tasosta sekä auringon magneettikentän suuruuden ja suunnan.
3.2 Energia-alue 10 11 –10 17 eV
3.2.1 Suorat kokeet
Yli ~10.Z GeV energioiden yläpuolella heliosfäärin magneettikentän aiheuttama modulaatio on mitätön ja voidaan ensiksi arvioida, että GCR:ään sisältyvien yksittäisten elementtien spektrit noudattavat teholakia. Sama huomautus pätee kaikkiin GCR-hiukkasiin. Spektriindeksi muuttuu energialla 3-4 PeV noin –2,7:stä –3,1:een, ja tätä spektrin katkeamista kutsutaan usein "polveksi". Lähes 50 vuotta sitten löydetyn polven alkuperä (Kulikov ja Christiansen, 1958) on edelleen keskustelunaihe. Erilaisia mahdollisuuksia käänteen esiintymiselle, joka johtuu joko GCR:n etenemisen luonteen muutoksesta galaksissamme tai muutoksesta hiukkaskiihtyvyysprosessissa, käsitellään tarkemmin osissa 4 ja 5. On kuitenkin korostettava, että molemmissa tapauksissa energia, jolla kiertymisen tulisi tapahtua ytimille, joilla on varaus Z, on verrannollinen Z:aan.
Kuvassa 12, 13, 14 esittävät suorien kokeiden tulokset protonien, heliumytimien ja rautaytimien vuotojen tutkimuksesta (Horandel, 2003) sekä samasta työstä taulukon mukaan konstruoituja approksimaatioita.
 |
 |
 |
Kuvat 12-14 Protonien, heliumin ja raudan ytimien spektrit
3.2.2 Menetelmä GCR:n energiaspektrin ja massakoostumuksen määrittämiseksi EAS-tiedoista
Käytettäessä EAS-laitteita ultrakorkean energian kosmisten säteiden tutkimiseen, primäärienergian ja massakoostumuksen määrittäminen osoittautuvat yleisesti ottaen toisiinsa liittyväksi. Käytetyt menetelmät perustuvatkin joko yksittäisen EAS:n useiden komponenttien samanaikaiseen mittaamiseen tietyllä havaintotasolla tai tietoon sen pitkittäisestä kehityksestä. EAS:n kehitys riippuu sekä suihkun synnyttäneen primääripartikkelin energiasta että sen massaluvusta. Yleisimmin käytetty menetelmä saada tietoa primääripartikkelin massaluvusta on tutkia elektronien lukumäärän Ne ja myonien lukumäärän Nμ välistä suhdetta. Primääriytimistä peräisin olevat EAS:t kehittyvät keskimäärin nopeammin ilmakehässä ja niissä on suurempi määrä myoneja.
Erilaisten EAS-komponenttien ja erityisesti Tšerenkovin säteilyn tilajakaumat sisältävät tietoa kaskadikäyrän muodosta ja siten siitä, kuinka nopeasti suihku kehittyy ilmakehässä. Erilaisten EAS-komponenttien saapumisaikojen jakaumien tutkimus havaintotasolla (Cherenkov tai fluoresoiva valo, myonit) antaa myös tietoa EAS:iden varsinaisesta kehityksestä ja sitä käytetään kokeellisessa käytännössä.
Fysikaalisten johtopäätösten tekeminen kokeellisesti havaittujen EAS:ien analysoinnista on melko monimutkainen prosessi johtuen siitä, että kaskadiprosessien satunnaisuuteen liittyy vaihteluita sekä erilaisia systemaattisia epävarmuustekijöitä, joita syntyy EAS:iden havaitsemisen aikana. Yleisesti ottaen ensisijaisen hiukkasen meitä kiinnostavat ominaisuudet on määritettävä mahdollisimman tarkasti huomioiden sekä kaskadiprosesseihin ominaiset vaihtelut että kaikki mittausprosessin tarpeelliset yksityiskohdat.
EAS-kehitysprosessin mallintamista varten on kehitetty useita Monte Carlo -ohjelmia: CORSIKA (Heck et al, 1998), MOCCA (Hillas, 1981), AIRES (Sciutto, 1999) ja uusia kehitetään edelleen. Koska Monte Carlo -menetelmän suora käyttö primääripartikkelin energiasta suoraan havaittujen hiukkasten kynnysenergiaan vaatii huomattavasti tietokoneaikaa, primäärienergioissa >10 16 eV, käytetään yleensä kaavioita, joissa otetaan käyttöön tilastolliset painot (Hillas, 1997), mikä voi johtaa keinotekoisiin vaihteluihin. Numeeristen menetelmien käyttö mahdollistaa prosessin keskimääräisten ominaisuuksien laskemiseen kuluvan ajan lyhentämisen merkittävästi, mutta se osoittautuu paljon vähemmän käteväksi työkaluksi, jos on tarpeen ottaa huomioon vaihtelut ja simuloida EAS:n havaitsemisprosessia. Siksi lupaavimmalta suunnalta laskennallisten menetelmien kehittämisessä näyttää olevan Monte Carlo -lähestymistapojen ja numeeristen menetelmien synteesi (Kalmykov et al, 1997).
GCR-energiaspektrin määrittämiseksi ensimmäisen katkoksen alueella (10 15 -10 17 eV) tarvitaan arvio EAS-energiasta ja paras ratkaisu ongelmaan olisi kalorimetrinen tyyppiarvio, jos mahdollista. riippumatta tietyn suihkun tuottaneen hiukkasen massaluvusta. Valitettavasti tämä ei ole aina mahdollista, joten eri asennukset käyttävät erilaisia menetelmiä muuntaessaan havaitut spektrit energiaspektreiksi.
Primäärihiukkasen energian ja massaluvun estimoiminen toissijaisten EAS-komponenttien vuotojen tallentamisen tulosten perusteella rajoittuu käänteisen ongelman ratkaisemiseen. Käytetyt menetelmät on jaettu kahteen merkittävästi erilaiseen luokkaan: dekonvoluutiomenettelyn (unfolding) käyttö, jossa energiaspektri ja massakoostumus erotetaan kokeellisesti mitatuista spektreistä Ne:lle, Nμ:lle jne., sekä erilaisten menetelmien käyttö. hahmontunnistusteoria, jossa teoreettisiin jakaumiin verrattuna annetaan yksittäiset havaitut EAS:t yhdelle tai toiselle massaluvulle.
Dekonvoluutiomenetelmää käytetään 1. tyypin Fredholmin integraaliyhtälön ratkaisemiseen, joka voidaan kirjoittaa käsillä olevan ongelman suhteen seuraavasti:
Kun F(Ne(μ)) on laitoksen kokeellisesti mittaama elektronien (tai myonien) spektri, Ii(E) on ryhmään i kuuluvien primäärihiukkasten energiaspektri (protonit, heliumytimet, CNO-ryhmän ytimet, jne. ytimiin rauta) on todennäköisyys, että primääripartikkeli, jonka energia on E ja massaluku vastaa ydinryhmää i, luo suihkun, jossa on tarvittava määrä elektroneja tai myoneja.
Ongelman ratkaisun tarkkuuden lisäämiseksi on toivottavaa ottaa huomioon mahdollisimman monta dataa samanaikaisesti, esimerkiksi KASCADE-tietoja analysoitaessa elektronien ja myonien spektrejä käytettiin useilla zeniittikulma-alueilla (Roth et al, 2003). Energian arvioimiseksi KASCADE-kokeessa käytetään niin kutsuttua "typistettyä" myonien määrää, joka on yhtä suuri kuin myonitiheyden integraali alueella 40-200 m EAS-akselista. Kuten tiedetään, tarvitaan erityisiä lisätoimenpiteitä ainutlaatuisen ratkaisun saamiseksi 1. tyyppiseen Fredholmin integraaliyhtälöön (regularisointi (Blobel, 1985), siirtofunktion positiivisuus (Gold, 1964) tai ratkaisun sileyden vaatimus ( D'Agostini, 1995)). On myös huomattava, että todennäköisyyden laskeminen vaatii suuria laskentakustannuksia ja teoreettisen tapahtumapankin tilastot ovat toistaiseksi huonompia kuin kokeelliset. Tästä tilanteesta selviäminen edellyttää yhdistettyjen laskentamenetelmien kehittämistä.
Kuviontunnistusta voidaan pitää tehtävänä arvioida jakaumien tiheys moniulotteisessa avaruudessa, minkä jälkeen tutkittava alue jaetaan alueisiin, joihin tulo tulkitaan tietyn EAS:n synnyttäneen primääripartikkelin osoittamiseksi yhdelle tai toinen ryhmä ytimiä. Teoreettisesti paras on ns. Bayesin luokitin, joka minimoi luokitusvirheen todennäköisyyden (Fukunaga, 1972). Kuitenkin käytetään myös muita menetelmiä, erityisesti hermoverkkomenetelmää (Bishop, 1995). Yksittäisten tapahtumien luokittelun käyttö (Glasmacher et al, 1999) toimii parhaiten, kun tutkittava näyte sisältää a priori vain kaksi erityyppistä hiukkasta (esimerkiksi jakautuminen kevyisiin ja raskaisiin ytimiin). Suuremmalla ryhmämäärällä menetelmän tehokkuus laskee luokitusvirheen lisääntymisen vuoksi.
3.2.3 GCR-energiaspektri EAS-tietojen mukaan
Koska katkoksen luonnetta GCR:ien energiaspektrissä ~ 3·10 15 eV:n energialla ei ole vielä täysin ymmärretty, on tällä hetkellä vaikea ehdottaa laskentamallia, jonka avulla voisimme kuvata yksittäisten ytimien spektrejä, mukaan lukien katkon alueella, eikä se herättäisi epäilyksiä. KASCADE-kokeessa saadut yksittäisten ydinryhmien spektrit (Horandel, 2003) osoittavat katkosten olemassaolon ja murtumisen energia osoittautuu verrannolliseksi ytimen varaukseen. Yksittäisten spektrien intensiteetit riippuvat kuitenkin käytetystä vuorovaikutusmallista, jota ei tällä hetkellä voida lopullisesti määrittää. Siitä huolimatta suorien kokeiden ja EAS:ien tutkimiseen tarkoitettujen installaatioiden tietojen analysointi mahdollisti fenomenologisen kinkkimallin ehdottamisen (Horandel, 2003), joka kuvaa onnistuneesti saatavilla olevaa kokeellista dataa.
Varauksellisten Z hiukkasten virtauksen energiariippuvuus otetaan seuraavassa muodossa:
Katkoenergian EZ alapuolella spektreillä on tavallinen potenssilakimuoto, jossa γZ riippuu Z:sta. Tämä riippuvuus määritetään suorista mittaustiedoista. Paljon EZ:tä suuremmilla energioilla spektrin määrää eksponentti γc, jossa |γc|>|γZ|. εc:n arvo määrittää, kuinka äkillisesti siirtyminen tilasta toiseen tapahtuu. Parametrit EZ, γc ja εc määritetään KASCADE-asennuksen tietojen analyysistä.
Tämän analyysin mielenkiintoisin tulos näyttää olevan seuraava. Huolimatta I 0Z-arvojen malliriippuvuudesta, kaikkien hiukkasten spektri ei käytännössä paljasta tällaista riippuvuutta. Lisäksi suorien mittaustietojen ekstrapolointi I Z (E) -energiaspektrien oletetun muodon mukaisesti sopii hyvin tulosten kanssa, jotka on saatu analysoitaessa tietoja useista EAS-asennuksista, varsinkin jos EAS:sta rekonstruoituja GCR-energiaspektrejä on jonkin verran normalisoitu. data suoritetaan (katso kuva kuva 15). Tässä tapauksessa yleensä riittää vain muutaman prosentin energiamuutos. EZ:n, γc:n ja εc:n optimaaliset arvot ovat yhtä suuria kuin: EZ=Z Ep, missä Er=(4,51±0,52) PeV; γc=-4,68±0,23; ec = 1,87 ± 0,18.
Riisi. 15 Kaikkien hiukkasten differentiaalienergiaspektrit.
Näin ollen katkon jälkeisten osaspektrien indikaattorit kasvavat lähes 2,0. Arvo εc≈2 vastaa siirtymäaluetta γZ:stä γc:hen, joka vie noin puolet suuruusluokkaa. Ottaen huomioon alkuaineiden läsnäolon GCR:ssä aina uraaniin asti, joka kokee katkeamisen energialla ~4,10 17 eV, ehdotettu fenomenologinen malli mahdollistaa GCR:n energiaspektrin kuvaamisen suunnilleen ilmoitettuun energiaan asti. Suurilla energioilla on oletettava, että kosmisilla säteillä on erilainen, todennäköisimmin ekstragalaktinen alkuperä.
3.3 CR-anisotropian tutkimuksen tulokset
Yksi CL:n pääominaisuuksista on niiden mahdollinen anisotropia. Anisotropiamittaukset ovat tärkeitä galaksin lähteiden tilajakauman ja relativististen varautuneiden hiukkasten liikkeen luonteen tunnistamisen kannalta. Anisotropiaa koskevat tiedot ovat erityisen kiinnostavia tulkittaessa GCR:iden energiaspektrin katkeamista arvolla E 0 ≈ 3·10 15 eV.
Yksi anisotropian lähteistä on anisotropia, joka liittyy aurinkokunnan omalaatuiseen liikkeeseen suhteessa tähtien kokonaismassaan, tähtienväliseen kaasuun ja galaksin laajamittaiseen magneettikenttään (Compton-Gätting-ilmiö). Tuloksena oleva anisotropia on suuruusluokkaa σ ≈3·10 -4. Muut syyt anisotropian ilmaantumiselle johtuvat galaksissamme syntyneiden kosmisten säteiden yleisestä ulosvirtauksesta metagalaktiseen avaruuteen ilman merkittävää käänteisen virtauksen roolia ja yksittäisten lähellä olevien lähteiden (pulsarit, supernovajäännökset) osuutta.
Luotettavaa tietoa kosmisten säteiden anisotropiasta galaksissa maanpäällisillä mittauksilla voidaan saada vain hiukkasista, joiden energia on suurempi kuin 5·10 11 –10 12 eV, koska magneettikenttä vääristää voimakkaasti energialtaan pienempien hiukkasten liikettä. aurinkokunnasta.
CR-anisotropian tutkimus perustuu yleensä analyysiin niiden intensiteetin I(t) riippuvuudesta sidereaalista ajasta t. Intensiteetti voidaan esittää Fourier-sarjana:
missä A 0 on isotrooppinen komponentti, ω = 2π/T, T on sidereaalisen päivän kesto, An on amplitudi ja φn on n:nnen harmonisen vaihe. Yleensä ne rajoittuvat A1:n ja φ1:n löytämiseen, jakamalla koko mittausjakso erillisiin aikaväleihin, joiden aikana lämpötila- ja ilmanpaineerot ovat suhteellisen pieniä.
(Barometrinen kerroin on 1 % per 1 mm Hg ja lämpötilakerroin on noin 1 % per 10 C. Siksi tutkittaessa anisotropiarikkomusta prosentin luokkaa olevalla virheellä, barometristen ja lämpötilavaikutusten tarkka laskeminen on välttämätöntä .)
Anisotropian määritelmästä
Ja I(t:n) lausekkeet, jättäen huomioimatta toisen ja korkeamman asteen harmoniset, saamme
Diffuusiomallien käyttö anisotropian laskemiseen on rajallista, koska anisotropia voidaan suurelta osin määrittää aurinkokunnan lähellä olevan magneettikentän paikallisen rakenteen perusteella.
Anisotropia-arvon δ ja CR-pitoisuusgradientin välinen suhde
Isotrooppisen diffuusion mallissa sitä rikotaan diffuusion tensoriluonteen vuoksi, joka liittyy relativistisen CR-kaasun "magnetoitumiseen".
Anisotropiamittausten tulokset: ensimmäisen harmonisen A amplitudi ja sen vaihe φ eli suunta maksimiintensiteettiin on esitetty kuvassa 16 (Ambrosio et al, 2003). 
Kuva 16 – CL-anisotropia. Ensimmäisen harmonisen (a) ja sen vaiheen (b) amplitudi
Esitetään vain luotettavimmat tiedot, joille A/σ≥3, missä σ on neliövirhe. Kuten kuvasta voidaan nähdä, anisotropian amplitudi ja vaihe eivät osoita huomattavaa riippuvuutta energiasta energiaan E0≤10 15 eV asti.
Suurilla energioilla tällä hetkellä saatavilla olevat tiedot CR-anisotropiasta ovat hyvin epävarmoja, pääasiassa tilastojen puutteen vuoksi, ja niiden avulla voidaan arvioida vain anisotropian yläraja. Ilmeisesti voimme kuitenkin puhua taipumuksesta anisotropian lisääntymiseen ja sen suunnan muutokseen.
Energialla E ≥ 10 15 eV anisotropia johtuu pääasiassa GCR:ien ulosvirtauksesta galaksista diffuusion vuoksi, ja diffuusiokerroin riippuu energiasta D~E 0 0,6. Näillä energioilla voi olla merkittävä vaikutus anisotropiaan, mikä johtuu hiukkasten ajautumisesta galaksin säännöllisessä magneettikentässä. GCR:iden driftin (Hall-diffuusio) vaikutuksesta (Zirakashvili et al. 1991) galaksin yleisessä säännöllisessä magneettikentässä anisotropia on δ~D(E) ja ~10 -2 anisotropia on sallittu kohdassa E0 ≈10 17 eV.
3.4 Kosmiset säteet energioissa yli 10 17 eV
Yli 10 17 eV energisten kosmisten säteiden eristäminen erilliseen pisteeseen on suositeltavaa kahdesta syystä. Ensinnäkin 10 17 eV:n energia on rajaenergia, joka rajaa galaksissa tällaisen energian hiukkaset magneettisilla epähomogeenisuuksilla, joiden ominaismittakaava on ~100 pc. Toiseksi kokeellisesta näkökulmasta näillä energioilla tapahtuu siirtymä kompakteista EAS-asennuksista, jotka mahdollistavat suihkussa olevien hiukkasten kokonaismäärän määrittämisen havaintotasolla primääripartikkelin energiaa heijastaviin. laitokset, joissa yhtä tai toista luokitusparametria käytetään primäärienergian löytämiseen .
Suurin osa tiedoista yli 10 17 eV:n energioilla saatiin EAS-asennuksista: Havera Park, Jakutsk, AGASA ja käyttämällä ilmaisimia, jotka tallentavat fluoresoivaa valoa ilmakehässä viritetyistä typpiatomeista: Fly’s Eye ja HiRes. Valitettavasti Havera Park, AGASA ja Fly’s Eye -asennukset ovat lakanneet toimimasta. 
Kuva 17 Differentiaalinen energiaspektri CL:ille, joiden energia on yli 10 17 eV.
Kuva 17 esittää PCR:n differentiaaliset energiaspektrit yli 10 17 eV energioilla mitattuna Jakutskissa (Glushkov et al, 2003), AGASA- (Sakaki et al, 2001) ja HiRes-kokeissa (Abbasi et al, 2005).
Kuvasta näkyy, että CL-intensiteetti Yakut-ryhmän tietojen mukaan on huomattavasti korkeampi (2,5-kertainen verrattuna HiResiin) ja spektri on hieman jyrkempi.
Koko kokeellisen datasarjan perusteella energiaspektrille on tunnusomaista seuraavat ominaisuudet: spektri jyrtyy arvoon E-3..3 yli 10 17,7 eV (dip), ja asettuu sitten arvoon E -2,7 arvossa 10 18,5 eV ( nilkka). Yleisin tulkinta nilkasta on, että yli 10 18,5 eV uusi ekstragalaktista alkuperää olevien kosmisten säteiden populaatio alkaa hallita galaktista komponenttia (Cocconi 1996).
Tätä hypoteesia tukevat anisotropiatiedot. Noin 10 17 eV:n energialla poikkeamat isotropiasta ovat pieniä. Havera Parkin (Lloyd-Evans ja Watson, 1983) ja Yakutskin (Mihailov ja Pravdin, 1997) tietojen mukaan mahdollinen anisotropia on vastaavasti: (1,52±0,44)% ja (1,35±0,36)%. Anisotropiavaiheet eroavat kuitenkin 90º (212º±17º ja 123º), joten tuloksiin tulee suhtautua varoen. Noin 10 18 eV:n energialla EAS:iden kulmajakauma AGASA-kokeessa (Hayashida et al, 1999) korreloi galaktisen keskuksen kanssa (anisotropia ~4 %), kun taas korkeammilla energioilla (>410 19 eV) anisotropia katoaa. .
Mahdollisista alkuperämalleista valinnassa on myös tärkeää tietoa massakoostumuksesta. Saatavilla olevat tulokset ovat hyvin epävarmoja. Moskovan valtionyliopiston EAS-laitteistoista (Khristiansen et al, 1994) ja Fly's Eyestä (Bird et al, 1993) saatujen tietojen mukaan 10 17 –3 × 10 17 eV energioilla kosmiset säteet rikastuvat raskailla ytimillä. havaittiin kosmisen säteilyspektrin katkeamisen vuoksi energialla ~3,10 15 eV. Yli 1018 eV (Abbasi et al, 2005) ja yli 1019 eV (Shinozaki et al, 2003) energioissa tiedot eivät ole ristiriidassa CR:n protonikoostumuksen oletuksen kanssa.
Siirtyessämme erittäin korkeisiin energioihin, panemme merkille ilmeisen vakiintuneen tosiasian siitä, että CR:ssä on hiukkasia, joiden energia on yli 10 20 eV, mikä on huomattavasti korkeampi kuin spektrin raja GZK-ilmiön vuoksi (Greisen, 1966; Zatsepin ja Kuzmin, 1966), joka johtuu CR:n vuorovaikutuksesta jäännösfotonien kanssa. Tähän mennessä on eri arvioiden mukaan tallennettu 10-20 tapahtumaa, joiden enimmäisenergia on ~3,10 20 eV.
GZK-paradoksin ratkaisemiseksi on ehdotettu erilaisia ideoita, joita käsitellään osiossa "CL:n alkuperä". Tässä mainitaan yksi hypoteeseista, jotka liittyvät Lorentzin invarianssin mahdolliseen rikkomiseen erittäin korkeilla energioilla (Kirzhnits ja Chechin, 1971), jossa (Coleman ja Glashow, 1999) neutraalit ja varautuneet pionit voivat olla stabiileja hiukkasia yli 1019 eV:n energioissa. ja olla osa ensisijaista KL:tä.
4. KOSMISTEN SÄTEIDEN LEVENTÄMINEN GALAKSISSA
4.1 Tähtienvälisen väliaineen perusparametrit
Tähtienvälisen väliaineen pääpiirteet ovat sen epästationaarisuus ja laaja valikoima fyysisiä olosuhteita (Astrophysics KL, 1990). Tähtienvälinen kaasu, jonka massa on 5·10 9 M O, on olemassa useissa muunnelmissa. Supernovaräjähdyksen seurauksena syntyneelle kuumalle kaasulle on ominaista tiheys n≈3·10 -3 /cm3, lämpötila T≈10 6 K ja se vie osan f≈0,2-0,8 galaktisessa kiekossa. Lisäksi on lämmintä pilvenvälistä väliainetta (n≈0,1 cm -3, T≈104 K, f≈0,2-0,8), atomivetypilviä (n≈40 cm -3, T≈100 K, f≈0,03) , molekyylipilvet (n≈200 cm-3, T≈10 K, f≈3·10-3). Galaktisen kiekon vetyytimien keskimääräinen pitoisuus on ≈1 cm-3>.
Suurin osa galaksin tähtienvälisestä kaasusta, kuten useimmat nuoret tähdet, on keskittynyt galaksin spiraalihaaroihin, joiden leveys galaksin tasolla on useita satoja parsekkeja. Atomi- ja molekyylivedyn massat ovat suunnilleen yhtä suuret (~2·10 9 MO). Kuuman kaasun levyltä tulisi myös tunkeutua haloon, jossa se voi sisältää noin muutaman prosentin kaasun kokonaismassasta; vetyytimien pitoisuus halossa on ≈0,01 / cm3.
Eri menetelmillä tehdyt havainnot osoittavat, että tähtienvälisessä väliaineessa on havaittavissa satunnaisia liikkeitä, joiden maksimimittakaava on ≈100 pc. Satunnaisiin liikkeisiin liittyvä kokonaisenergiatiheys on noin 1 eV/cm -3, eli se on verrattavissa kosmisten säteiden energiatiheyteen.
Supernovien jakautuminen galaksissa ei myöskään ole tasaista, ja yksittäisten supernovien lisäksi niitä on klustereita. Peräkkäisten supernovaräjähdysten seurauksena OB-tähtien yhdistelmässä ilmaantuu jättimäisiä kuumia onteloita (superkuplia), joiden mitat ovat 10 2 - 10 3 pc ja joiden kokonaisvapautettu energia on luokkaa 10 54 erg. Tällaisten prosessien esiintymistiheydeksi Galaxyssa on arvioitu 10 -4 vuodessa, ja onkalon elinikä on ~10 7 vuotta.
Turbulenssin odotetaan lisääntyvän luolissa, mikä tarjoaa lisämahdollisuuksia kosmisen säteen kiihtyvyydelle (Bykov ja Toptygin, 1995).
Kosmisen säteen etenemisprosessi galaksissa riippuu luonnollisesti magneettikenttien rakenteesta. Säännölliset kenttäviivat sijaitsevat galaktisessa tasossa ja kulkevat suunnilleen spiraalivarsia pitkin. Kentänvoimakkuuden keskimääräinen amplitudi on (2-3)·10 -6 G. Galaktisen magneettikentän satunnaiselle komponentille on tunnusomaista pääasteikko L≈100 pc ja amplitudi, joka ylittää säännöllisen kentän amplitudin, joten () 1/2 /B reg ≈(1-3). Magneettikentän epähomogeenisuuksien spektriä ei tällä hetkellä tunneta tarkasti, mutta ei voida sulkea pois sitä mahdollisuutta, että tämä spektri, kuten kaasun epähomogeenisyysspektri, on lähellä Kolmogorov-spektriä asteikolla 10 12 cm - 100 pc. Magneettikenttä on olemassa myös halossa, eikä kirjallisuudessa ole yhtä näkökulmaa sen suuruuteen.
4.2 CR-diffuusio galaktisissa magneettikentissä
Mainitsimme jo edellä, että kosmiset säteet eivät etene suorassa linjassa, vaan leviävät galaksin magneettikentissä. Kokeellisesti havaittu valon ja keskiaineen ytimien virtausten suhde on (ydintälle, jonka energia on yli 2,5 GeV/nukleoni) NL/NM=0,3±0,05, kun taas tähtien vastaava arvo on 10 -6. Näin ollen kosmiset säteet ovat erittäin rikastettuja kevyistä ytimistä, ja koska nämä ytimet käytännössä puuttuvat lähteistä, ne ilmenevät raskaampien ytimien vuorovaikutusten seurauksena. Jotta tämä tapahtuisi, arviot osoittavat, että ainetta x g = (5–10) g/cm2 täytyy kulkea tähtienvälisen väliaineen läpi. Tätä arvoa tulisi verrata aineen määrään galaksissa, joka kulkee suorassa linjassa x og =ρ·R G ≈0,01 g/cm 2 . Suhde xg/xog≈103, mikä tarkoittaa diffuusion tarvetta. Usean GeV:n energialla nukleonia kohden kosmisten säteiden elinikä on ≈3,10 7 vuotta ja sitten pienenee.
Lisäksi, koska aurinkokunta sijaitsee galaksin reunalla, diffuusion puuttuessa (tai heikon diffuusion vuoksi), galaksin keskustasta tuleva virta voisi huomattavasti ylittää vastakkaisesta suunnasta tulevan vuon. Mutta tiedot kosmisen sädevuon anisotropiasta osoittavat, että anisotropian suuruus 10 14 eV energioihin asti pysyy pienenä (diffuusiolla magneettikentässä ei ole skalaari-, vaan tensorimerkki. Olkoon Ni(E,r,t) ) on ryhmän i ytimien konsentraatio energialla E etäisyydellä r (mitattuna esim. galaksin keskustasta) hetkellä t. Diffuusioyhtälö, joka tyydyttää Ni(E,r,t) on muotoa
Missä Di on diffuusiotensori, bi(E) kuvaa hiukkasten jatkuvia energiahäviöitä, Ti ja Tk ovat hiukkasten elinikää suhteessa joustamattomaan vuorovaikutukseen, Pki ovat fragmentaatiokertoimet, jotka määrittävät joustamattomissa vuorovaikutuksissa syntyvien ryhmän i ytimien keskimääräisen lukumäärän. ryhmän k ytimistä, Q(E ,r,t) – lähdefunktio.
Tarkastellaan yksinkertaisinta tapausta, jossa on mahdollista jättää huomiotta ydinvuorovaikutukset ja jatkuvat energiahäviöt (jälkimmäinen pätee lähes aina ultrakorkean energian kosmisiin säteisiin, kun taas ydinvuorovaikutusten huomiotta jättäminen joissakin tapauksissa on mahdotonta hyväksyä, kuten esim. ryhmän L ytimien virtauksen arvioiminen). Näissä olosuhteissa kiinteästi minkä tahansa ydinryhmän diffuusioyhtälöllä on muoto (Astrophysics KL, 1990):
Diffuusiotensorin komponentit Dij määritellään seuraavasti:
Dij=(D II -D ⊥)bibj +D⊥δij+DAe ijn b n ,
missä bi=B0i/B0 on yksikkömagneettikenttävektorin komponentti; D II , D ⊥ ja DA ovat vastaavasti yhdensuuntaisen, kohtisuoran ja Hallin diffuusion kertoimet, δij on Kroneckerin symboli, e ijn on absoluuttinen antisymmetrinen tensori, ydinryhmän määrittelevä indeksi jätetään pois.
Galaksimme todellisissa olosuhteissa merkittävin rooli on diffuusiokertoimilla D ⊥ ja DA. Huomaa, että Hallin diffuusio "toisella kielellä" on hiukkasten ajautumista galaksin laajamittaisessa säännöllisessä magneettikentässä (Ptuskin et al, 1993). Matalilla energioilla, merkittävästi pienemmällä energialla kuin 3,10 15 eV, jolloin GCR:n energiaspektrin katkos havaitaan, hallitsee D ⊥ ja tavallinen skalaaridiffuusio tapahtuu diffuusiokertoimella D=D ⊥ , missä D ⊥ määritellään seuraavasti:
D ⊥ ~ D ⊥ 0 (E/3 GeV)m, m = (0,1-0,2).
Hallin diffuusiokerroin DA on verrannollinen hiukkasen Larmor-säteeseen, ts. DA~E.
Korostetaan diffuusioyhtälön ratkaisuihin liittyvää tärkeää seikkaa: jos diffuusiokerroin on energian funktio, niin kosmisten säteiden energiaspektri lähellä maata I(E) on erilainen kuin niiden spektri lähteissä Q(E) , nimittäin I(E~Q(E)/D(E).
Tietoa diffuusiokertoimen energiariippuvuudesta saadaan tutkimalla anisotropiaa δ energian funktiona.
Saatavilla olevaa tietoa anisotropiasta energia-alueella 10 12 – 10 15 eV (katso kuva 16) on vaikea sovittaa yhteen sen oletuksen kanssa, että D (ja siten δ) kasvaa energialla E 0,6-0,7, jota tarvitaan saada havaittu kokeellisesti GCR-spektri spektristä, joka on saatu mallissa CR-kiihtyvyys laajenevien supernovakuorten iskurintamalla . On mahdollista alentaa hieman D:n kasvun vaatimuksia energialla (D~E 0,3:een) ottamalla huomioon hiukkasten lisäkiihtyvyys niiden etenemisen aikana galaksissa. Samalla D~E-tyypin riippuvuus (0,6-0,7) ei ole ristiriidassa L/M-suhteen energiariippuvuuden tutkimustulosten kanssa energioissa 10 11 eV/nukleoni asti.
4.3 Ajelemisen vaikutus galaksin säännölliseen magneettikenttään
E~3,10 15 eV:n primäärienergiaspektrissä havaittiin epäsäännöllisyys (katso kuva 15) noin 50 vuotta sitten, mutta kysymystä siitä, mikä aiheuttaa tämän katkeamisen, ei ole vielä lopullisesti ratkaistu. Siksi on mahdollista tulkita taittuminen kosmisten säteiden etenemisen seurauksena galaksissa. Koska diffuusiokertoimen energiariippuvuuden olemassaolo muuttaa kosmisten säteiden spektriä lähteeseen verrattuna, voidaan haluttu tulos saada, jos jopa 3,10 15 eV D(E) riippuu heikosti E:stä, ja sitten tämä riippuvuus kasvaa. Koska DA:n arvo on verrannollinen hiukkasen Larmor-säteeseen, niin tietystä energiasta alkaen Hallin diffuusion vaikutus hallitsee ja etenemismoodi muuttuu siirtymällä voimakkaampaan riippuvuuteen D(E). Tässä lähestymistavassa on mahdollista toistaa oikein primäärienergiaspektri energia-alueella 10 17 eV asti. Korkeammilla energioilla diffuusioapproksimaatiosta tulee riittämätön ja on välttämätöntä käyttää suoraa mallinnusta varautuneiden hiukkasten liikkeistä galaksin magneettikentissä.
Suhteellisen pienten energioiden alueella (E≤10 11 eV) käytetään diffuusioapproksimaation sijasta homogeenista mallia (toisin sanoen leaky box -malli), joka on diffuusiomallin yksinkertaistettu versio (Astrophysics KL, 1990). ). Homogeenisessa mallissa diffuusioyhtälön toinen termi korvataan Ni(T)/T CR:llä (hom), jossa parametri T CR (hom) edustaa ominaista kosmisen säteen poistumisaikaa galaksista. Uskotaan, että diffuusio tapahtuu melko nopeasti, ja kosmisten säteiden pitoisuus galaksissa on yleensä vakio.
Homogeeninen malli voidaan saada muodollisesti diffuusiomallin rajoittavana tapauksena, jos hiukkasia vuotaa järjestelmästä heikosti. Laskelmat homogeenisen mallin puitteissa osoittautuvat paljon yksinkertaisemmiksi kuin diffuusioyhtälöiden ratkaisuprosessi, mikä on syynä sen laajaan suosioon, mutta diffuusiomallin käyttö on tietysti edullisempaa.
4.4 Fraktaalidiffuusio
Viime vuosina ovat yleistyneet ajatukset (Lagutin ja Tyumantsev 2003), joiden mukaan diffuusiota galaksissa tulisi pitää pikemminkin diffuusiona fraktaalityyppisessä väliaineessa kuin "tavallisena" diffuusiona jatkuvan parametrin omaavassa väliaineessa. Tämän lähestymistavan perustana on epähomogeenisuuksien esiintyminen aineen spatiaalisessa jakautumisessa ja sitä kautta magneettikentissä galaksissa. On erittäin tärkeää, että mainitut epähomogeenisuudet, jotka aiheuttavat kosmisten säteiden kaoottista liikettä, havaitaan eri mittakaavassa. Kaikki tämä stimuloi uusien lähestymistapojen kehittämistä kosmisten säteiden etenemiseen galaksissa. Erityisesti sen oletuksen hyväksyminen, että heterogeenisyyksien jakautuminen on luonteeltaan fraktaalista, tarkoittaa, että on välttämätöntä siirtyä tavallisesta diffuusiosta homogeenisessa tai kvasihomogeenisessa väliaineessa diffuusioon fraktaalityyppisessä väliaineessa (ns. poikkeava diffuusio). Kuvattua lähestymistapaa kehitetään menestyksekkäästi, mutta tähän mennessä työ ei ole johtanut perinteisestä matemaattisesta laitteesta luopumiseen.
5. KOSMISTEN SÄTEIDEN ALKUPERÄ
Jos pidämme mielessä koko energia-alueen, jolla kosmisia säteitä havaitaan, on tietysti tunnustettava, että tästä asiasta ei ole täydellistä teoriaa. Jopa GCR:n alkuperästä on tuskin tällä hetkellä mahdollista väittää enempää kuin järkevien mallien luominen, jotka selittävät tärkeimmät tosiasiat.
Näihin tulee ennen kaikkea sisältyä kosmisten säteiden energiatiheys (~10-12 erg/cm 3) sekä GCR-energiaspektrin teholakimuoto, jossa ei tapahdu jyrkkiä muutoksia energiaan asti. ~3 10 15 eV, jossa kaikkien hiukkasten differentiaalisen energiaspektrin indeksi muuttuu -2,7:stä -3,1:een.
5.1 Supernovaräjähdykset galaktisten kosmisten säteiden päälähteenä
Vaatimukset kosmisia säteitä synnyttävien lähteiden energiateholle ovat erittäin korkeat, joten galaksin tavalliset tähdet eivät voi täyttää niitä (PCR-teho noin 3·10 40 erg/sek). Tällaista voimaa voidaan kuitenkin saada supernovaräjähdyksistä (tämä ajatus ilmaistiin noin 50 vuotta sitten (Ginzburg ja Syrovatsky, 1963)). Jos räjähdyksen aikana vapautuu energiaa, ~10 51 erg ja räjähdyksiä tapahtuu 1 kerran 30–100 vuodessa, niin supernovaräjähdyksen aikana syntyvä teho on ~ 10 42 erg/cm 3 ja vain muutama riittää tarjoavat tarvittavan kosmisten säteiden tehon prosentteina soihdutusenergiasta.
Kysymys GCR:iden kokeellisesti havaitun energiaspektrin muodostumisesta on kaukana triviaalista. Magnetoidun plasman (räjähtävän supernovan laajenevan kuoren) makroskooppinen energia on siirrettävä yksittäisiin varautuneisiin hiukkasiin varmistaen samalla energian jakautuminen, joka eroaa merkittävästi lämpöenergiasta.
5.2 Vakiomalli CR-kiihtyvyydestä shokkiaaltojen avulla
Todennäköisin mekanismi GCR-kiihtyvyydelle ~10 15 eV:n ja mahdollisesti korkeampaan energiaan näyttää olevan seuraava. Räjähdyksen aikana sinkoutuneen kuoren liike synnyttää iskuaallon ympäröivään tähtienväliseen väliaineeseen. Kiihdytysprosessissa siepattujen varautuneiden hiukkasten diffuusioeteneminen mahdollistaa niiden ylittämisen toistuvasti shokkiaaltorintaman (Krymsky, 1977). Jokainen peräkkäisten leikkauspisteiden pari lisää hiukkasen energiaa suhteessa jo saavutettuun energiaan (Fermin ehdottama mekanismi), mikä johtaa GCR:n kiihtymiseen. Iskuaaltorintamien leikkauskohtien määrän kasvaessa kasvaa myös todennäköisyys poistua kiihtyvyysalueelta, jolloin hiukkasten määrä vähenee energian kasvaessa likimäärin potenssilain mukaisesti. Kiihdytys osoittautuu erittäin tehokkaaksi, ja kiihdytettyjen hiukkasten spektri on kova: ~E -2 - ~Emax - kiihdytettyjen hiukkasten suurin saavutettava energia.
Siksi on tarpeen ottaa huomioon kosmisten säteiden (protonien merkittävin rooli, koska raskaampia ytimiä voidaan pitää pieninä epäpuhtauksina) käänteinen vaikutus väliaineeseen, mikä johtaa iskuaallon muuttumiseen ja ulkonäköön. tavanomaisen lämpörintaman lisäksi sileä pidennetty osa, ns. Tämä muutos puolestaan vaikuttaa kosmisten säteiden spektriin. Näin ollen yleisessä tapauksessa on mahdotonta käyttää approksimaatiota, kun kosmisten säteiden käänteistä vaikutusta väliaineeseen ei oteta huomioon, ja on tarpeen käyttää itsestään johdonmukaista ratkaisua, jonka prosessia ei ole vielä tehty. täysin selvitetty (sillä mielessä, että ehkä kaikkia tarvittavia tekijöitä ei ole vielä täysin otettu huomioon) . Tätä seikkaa kuvastaa viimeisten 10 vuoden aikana havaittu lähes jatkuva kasvu suurimman saavutettavan energian teoreettisessa arvioissa. Siten työssä (Berezhko ja Ksenofontov, 1999) on annettu seuraava arvio suurimmalle saavutettavalle energialle Emax:
Emax = 5 10 14 Z (E 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 μG), eV,
Missä Z on kiihdytetyn hiukkasen varaus, ESN on leimahdusenergia, Mej on sinkoutuneen kuoren massa, N H on vetyatomien pitoisuus, B 0 on magneettikentän voimakkuus. Yhteys laskentatulosten (Berezhko, 2001) ja kokeellisten spektrien (Shibata, 1995) välillä, kuten voidaan nähdä kuvasta 18, on melko hyvä.
Yllä oleva kaava olettaa Bohmin rajan käytön diffuusiokertoimelle D B =(1/3)?RL .c, missä RL on hiukkasen Larmorin säde.
Tämän perinteisen approksimoinnin pätevyys ei yleisesti ottaen ole ilmeinen ja se voidaan kyseenalaistaa. Huomaa, että approksimaatiossa, jossa ei oteta huomioon kosmisten säteiden käänteistä vaikutusta shokkiaaltoon, Emax-estimaatti on suunnilleen suuruusluokkaa pienempi. Kiihtyvyysaika saavuttaa ~10 4 vuotta, mutta sen hyötysuhde (ymmärretään mahdollisuutena tuottaa hiukkasia, joiden energia on lähellä Emaxia) pienenee ajan myötä, joten aika, jonka aikana energialtaan suurimmat hiukkaset voidaan kiihdyttää, on ~10 3 vuotta.
Kuva 18. CR-intensiteetti lähellä maata kineettisen energian funktiona. Käyrät – laskenta, pisteet – kokeelliset tiedot.
Kaavasta seuraa myös, että muuttamalla soihdun ominaisuuksia (esim. ns. Hypernova-soihduksissa vapautuva energia voi merkittävästi ylittää 10 51 erg) ja ottaen huomioon soihdutuksen jakautumisen ESN:n yli, Emax-raja voidaan nostaa. lisääntynyt merkittävästi. Lisäksi shokkiaalto ei voi levitä keskimääräisessä tähtienvälisessä väliaineessa, vaan väliaineessa, jota moduloi aiemmin lähettänyt tähtituuli ja jolle on ominaista huomattavasti suurempi magneettikentän voimakkuus (kuten Wolf-Rayet-tähdissä). Lopuksi, kun otetaan huomioon se tosiasia, että kiihdytettyjen hiukkasten virtauksen epävakaus iskuaallon etuosassa johtaa voimakkaan magnetodynaamisen turbulenssin ilmaantumista, mikä myös lisää kiihdytettyjen hiukkasten maksimienergiaa. Tämän seurauksena ei voida sulkea pois sitä, että estimaattia voidaan nostaa arvoon Emax~10 17 .Z eV.
Tilanne kiihtyvyyden kokeellisessa ilmaisussa shokkiaaltojen avulla ei nyt näytä aivan varmalta. Erityisesti gammatähtitieteellisten tietojen analyysi osoittaa, että suurien (~1 TeV) energioiden gammapurkauksia ei aina havaita läheisistä supernovajäännöksistä, ja päinvastoin on olemassa suurienergisten gamma-kvanttien lähteitä, jotka eivät näy myöskään optiset tai röntgenalueet. Siksi on mahdollista, että GCR:ien alkuperä ei johdu pelkästään supernovaräjähdyksistä.
On huomattava, että kosmisten säteiden laskettu spektri saavutettavissa olevaan maksimienergiaan asti osoittautuu erittäin vaikeaksi (E -2), jotta voidaan kompensoida eroa teoreettisen (-2) ja kokeellisen (-2,7) välillä. ) spektrin indikaattoreita, energiaspektrin merkittävä pehmeneminen etenemisen aikana edellyttää kosmisia säteitä lähteistä. Tällainen pehmeneminen voidaan saavuttaa, jos diffuusiokerroin D~E on 0,7, mutta tämä oletus johtaa liian vahvaan GCR-anisotropiaan alle 1014 eV:n energioissa, mikä on ristiriidassa kokeellisten tietojen kanssa. Siksi näyttää luonnollisemmalta käyttää riippuvuutta tyyppiä D~E 0,3 (joka vastaa suunnilleen Kolmogorovin turbulenssispektriä) ja ottaa huomioon hiukkasten lisäkiihtyvyys etenemisprosessin aikana.
Voidaan todeta, että oikealla valinnalla injektioparametrit (tiukkaa injektioteoriaa ei ole vielä luotu), jotka määräävät injektoitujen hiukkasten lukumäärän ja niiden nopeuden, ja ottamalla huomioon GCR-spektrin jyrkkeneminen spektriin verrattuna lähteet diffuusiokertoimen energiariippuvuuden vuoksi, GCR-kiihtyvyyden teoria iskuaalloille mahdollistaa protonien ja ytimien energiaspektrien hyvin kuvaamisen spektrin katkosta vastaavaan energiaan asti.
Kuten edellä todettiin, vernovaen räjähdykset voivat tapahtua O- ja B-tähtien yhdistyksissä, ja tässä tapauksessa räjähdykset osoittautuvat korreloiviksi ajassa ja tilassa (assosiaatioiden elinikä on ~107 vuotta, niiden määrä on useita tuhansia ja räjähdysten tiheydeksi arvioidaan 10 -5 – 10 -6 vuodessa). Tuloksena muodostuu onkalo (superkupla), jossa on kuumaa matalatiheyksistä plasmaa ja jonka mitat saavuttavat satoja parsekkeja. Tässä luolassa voidaan luoda satunnaisia magneettikenttiä, joiden asteikot ovat L useisiin parsekkeihin ja joiden amplitudit B ovat kymmeniä mikrogaussia. Energialla, joka ei ylitä Emaxia, kiihtyvyys suoritetaan yksittäisillä shokkiaalloilla, ja Emax:n ylittävillä energioilla kiihdytyksen suorittaa luolassa oleva shokkiaaltojen ja magneettikenttien kokonaisuus (Bykov ja Toptygin, 1995). Supernova-assosiaatioiden kiihtyvyysmallin avulla voimme laadullisesti selittää GCR-spektrin energia-alueella 1015–1018 eV. Tässä lähestymistavassa katkos GCR-energiaspektrissä tulkitaan muutokseksi kiihtyvyysjärjestelmässä.
5.3 Muut kiihdytysmekanismit
Kun puhutaan supernovaräjähdyksistä, on huomattava, että GCR-kiihtyvyys voi tapahtua paitsi niiden laajenevissa kuorissa, myös räjähtäneiden tähtien jäänteiden evoluution aikana. Energian lähde on tässä tapauksessa neutronitähden pyörimisenergia, joka saavuttaa (massalle 1,4 M O ja säteelle 10 6 cm) arvon 2·10 50 erg/(T 10) 2, missä T 10 on pyörimisjakso 10 millisekunnin yksiköissä. Koska magneettikenttä tähden pinnalla saavuttaa arvon 10 12 G, neutronitähden täytyy intensiivisesti menettää energiaa magneettiselle dipolisäteilylle. Koska plasman luonnollinen taajuus tähden läheisyydessä on kuitenkin paljon suurempi kuin dipolin pyörimistaajuus, sähkömagneettista aaltoa ei tapahdu, ja kiihtyvyysprosessi suoritetaan seisova shokkiaallon avulla. Maksimienergiaksi arvioidaan ~(10 17 –10 18).Z eV ja tehollisen kiihdytysajan olevan noin ~10 vuotta (Gaisser, 1990).
Jos neutronitähti on osa binäärijärjestelmää, kiihtyvyys voi tapahtua myös akkretoitumisprosessin vuoksi - aineen virtaus neutronitähden pinnalle; tässä tapauksessa kosmisten säteiden kiihtyvyys saadaan aikaan gravitaatioenergialla.
Koska CR-vuo sisältää hiukkasia, joiden energiat ylittävät 10 20 eV, on tarpeen ottaa huomioon käytettävissä olevat mahdollisuudet kiihdytykseen tällaisiin energioihin. Tällaisten energioiden hiukkasten lähde, kuten esimerkiksi todetaan (Ptuskin, 1995), voi olla ensimmäisen asteen Fermi-prosessi, mutta se tapahtuu galaksien törmäyksen aikana. Tällainen tapahtuma voi esiintyä noin kerran 5,10 8 vuodessa. Suurin saavutettavissa oleva energia on arvioitu 3,10 19 .Z eV. Aktiivisten galaktisten ytimien synnyttämien iskuaaltojen aiheuttama kiihtyvyysprosessi johtaa samanlaiseen arvioon. Suunnilleen sama määrä on arvioitu malleissa, jotka liittyvät galaksijoukkojen akkretion aiheuttamien shokkiaaltojen kiihtyvyyden huomioimiseen.
Korkeimmat estimaatit voidaan saada gammapurkausten kosmologisen alkuperän mallin puitteissa. Tässä mallissa neutronitähtien tai mustien aukkojen sulautumisen seurauksena syntyy ultrarelativistisia shokkiaaltoja, jotka etenevät ympäristössä Lorentzin kertoimella Г~10 3 . Lepotilassa olevan protonin energia laboratoriojärjestelmässä shokkiaaltorintamasta heijastuessa nousee arvoon Г 2 Мс 2. Siten vain yhdessä syklissä energia voi kasvaa 10 6-kertaiseksi ja kahden jakson jälkeen se voi saavuttaa 10 21 eV.
On kuitenkin tunnustettava, että kaikki tämänkaltaiset arviot pysyvät puolilaadullisella tasolla ja kysymykset ultrakorkean energian kosmisten säteiden energiaspektrin vaaditun intensiteetin ja muodon saamisesta odottavat edelleen ratkaisua.
Pian kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn löytämisen jälkeen Greisen (1966) Yhdysvalloissa ja Zatsepin ja Kuzmin (1966) Neuvostoliitossa tulivat samanaikaisesti siihen tulokseen, että kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn läsnäolon pitäisi vaikuttaa vakavimmin energiaspektrin muotoon. äärimmäisen suurienergisten kosmisten säteiden, nimittäin: seuraavan pitäisi tapahtua spektrin niin kutsuttu jäänne (tai mustakappale) katkaisu äärimmäisen korkeiden energioiden alueella, jota kutsutaan myös GZK-ilmiöksi. Kun keskustellaan hiukkasten lähteistä, joiden energia on ≥ 5,10 19 eV ja ylittää GZK-ilmiön kynnyksen, on syytä pitää mielessä, että etäisyydet, joista tällaisten energioiden hiukkaset voivat päästä Maahan, ovat ilmeisesti rajoitettuja paikallinen galaksien superjoukko.
Samaan aikaan siinä ei ole galakseja, joilla olisi mitään etuja galaksiimme verrattuna kosmisten säteiden kiihdyttämiskyvyn suhteen. Mutta vaikka otetaan huomioon rajalliset etäisyydet lähteisiin, on olemassa melko paljon ehdokkaita erittäin korkean energian hiukkasten lähteiden rooliin.
Erittäin korkeaenergisten hiukkasten lähteet voivat muodostua kahdessa pohjimmiltaan erilaisessa skenaarioryhmässä (Nagano ja Watson, 2000). Ensimmäiselle ryhmälle (alhaalta ylös) on ominaista kiihtyvyys; Lisäksi lähteiden välisten etäisyyksien rajoitusten voittamiseksi harkitaan joskus uusia hiukkasia, jotka syntyvät tavallisista, mutta eivät koe häviöitä, jotka johtavat GZK-rajan ilmestymiseen. Tähän ryhmään tulisi sisällyttää myös malleja, joissa merkittävien hiukkasvirtojen olemassaolo, joiden energia ylittää GZK-vaikutuksen kynnyksen, liittyy hypoteettiseen Lorentzin invarianssin rikkomiseen. Toinen ryhmä (ylhäältä alas) koostuu skenaarioista, jotka eivät vaadi kiihdytystä, koska niissä CR:t syntyvät ensimmäisinä hetkinä syntyneiden ns. topologisten vikojen (kosmiset jouset, monopolit jne.) hajoamisen tai tuhoutumisen seurauksena. maailmankaikkeuden laajenemisesta faasisiirtymien yhteydessä, jotka vastaavat vahvan vuorovaikutuksen eroamista sähköheikosta (lämpötilassa 10 15 –10 16 GeV) ja sitten sähkömagneettisen vuorovaikutuksen eroamista heikosta (lämpötilassa ~10 2 GeV).
6. PÄÄTELMÄT
Useita vuosikymmeniä jatkunut GCR-tutkimus ei kuitenkaan ole johtanut "tyhjien kohtien" sulkemiseen tällä mielenkiintoisella alueella, vaikka monet ongelmat on ratkaistu onnistuneesti. Voidaan esimerkiksi todeta, että kertynyt tieto on aivan riittävää arvioimaan GCR:ien osuutta avaruusalusten kiertoradan säteilytaustassa. Hiukkasten energian kasvaessa tiedon laatu kuitenkin heikkenee. Suurilla korkeuksilla ja ulkoavaruudessa käytettävien installaatioiden riittämätön valoisuus ei salli alueen 10 14 –10 15 eV tutkimista suorilla menetelmillä riittävällä tilastolla, puhumattakaan siirtymisestä energia-alueelle, jossa GCR-spektrin katkeaminen tapahtuu. . Tämän tilanteen seurauksena on koetietojen epävakaus, joka yli 10 12 eV alueella uusien kokeiden jälkeen muuttaa intensiteettiarvioita 20–30 %. Siksi välittömänä ja kiireellisenä tehtävänä on edelleen luoda suurilla geometrisilla tekijöillä varustettuja laitteita, jotka mahdollistaisivat murtuma-alueen tutkimisen suorilla menetelmillä.
Epäsuorien menetelmien käyttö (ensisijaisesti EAS-tutkimus) on mahdollistanut viimeisen vuosikymmenen aikana tiettyä edistystä GCR:iden energiaspektrin tutkimuksessa, vaikka tulosten malliriippuvuuden ongelma on edelleen olemassa. Tällä hetkellä kysymys yksittäisten ydinryhmien spektrien saamisesta on alkanut löytää kokeellista ratkaisua. On turvallista olettaa, että LHC-törmäimen tuleva laukaisu vuonna 2007 antaa tietoa hadronivuorovaikutuksista ~10 17 eV:n vastaavaan energiaan asti ja vähentää merkittävästi nykyistä epävarmuutta, joka syntyy, kun hadronisten vuorovaikutusten fenomenologisia malleja ekstrapoloidaan ultrakorkeaan energiaan. alueella.
Seuraavan sukupolven EAS-laitteistojen tulisi tarjota tarkkuustutkimuksia kosmisten säteiden energiaspektristä ja koostumuksesta alueella 10 17 – 10 19 eV. Tällä alueella tapahtuu ilmeisesti siirtymä GCR:stä ekstragalaktista alkuperää olevaan CR:ään.
Voidaan myös toivoa, että lähivuosina kysymys GZK-ilmiön olemassaolosta saadaan lopullisesti ratkaistua, mistä nyt on vakavia merkkejä.
Kirjallisuus
Kosmisen säteiden astrofysiikka. Ed. V. L. Ginzburg. M.: Tiede. 1990. 528 s.
Bazilevskaya G.A., Makhmutov V.S., Svirzhevskaya A.K., Svirzhevsky N.S., Stozhkov Yu.I., Pitkäaikaiset mittaukset kosmisista säteistä Maan ilmakehässä, Izv. RAS. Ser. fiz., T.69, nro 6, s. 835-837, 2005.
Baiburina S.A., Borisov A.S., Guseva Z.M. jne. Koe "Pamir". Ultrakorkean energian kosmisen säteen hadronien vuorovaikutus. M.: Tiede. 1984. Proceedings of the Lebedev Physical Institute. T.154. P.3-217. Berezhko E.G., Ksenofontov L.T., Supernovajäännöksissä kiihtyneiden kosmisten säteiden koostumus, JETP, T.116, P.737-759, 1999.
Bugakov V.V., Beljakov S.A., Grigorov N.L., Gubin Yu.V., Kalinkin L.F., Kakhidze G.P., Rapoport I.D., Savenko I.A., Smirnov A.V., Shiryaeva V.Ya., Shishkov P.P., Shesteri V.V. Yu.V., Tieteellisten laitteiden suunnittelun periaatteet korkeaenergisten kosmisten säteiden tutkimiseen Proton-avaruusasemalla 4", Izv. Neuvostoliiton tiedeakatemia, ser. fiz., T.34, s. 1818-1828, 1970.
Bykov A.M., Toptygin I.N., OB-assosiaatioissa syntyneiden korkeaenergisten hiukkasten spektrit, Izv. RAS. Ser. Fiz., T.59, nro 4, s. 162-165, 1995.
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Kosmisen säteiden alkuperä, M.: Neuvostoliiton tiedeakatemia. 1963. 384 s.
Greisen K., Yleisiä ilmasuihkuja. Julkaisussa: "Kosmisen säteiden fysiikka". Ed. J. Wilson. M.: IL. 1958. T.3. No.7-141.
Zatsepin G.T., Kuzmin V.A., Kosmisen säteiden spektrin ylärajasta, JETP Letters, T.4, P.114-116, 1966.
Zirakashvili V.N., Klepach E.G., Ptuskin V.S., Rogovaya S.I., Christiansen G.B., Chuvilgin L.G., Diffusion of High-Energy Cosmic rays in the Galaxy, Izv. Neuvostoliiton tiedeakatemia. Ser. fiz., T.55, s. 2049-2051, 1991.
Kirzhnits D.A., Chechin V.A., Kosmiset säteet ja alkeispituus, JETP Letters, T.14, P.261-262, 1971.
Krymsky G.F., Varautuneiden hiukkasten säännöllinen kiihtyvyysmekanismi shokkiaaltorintamalla., DAN SSSR, T. 234, P.1306-1308, 1977.
Kulikov G.V., Christiansen G.B., Leveiden ilmasuihkujen spektristä hiukkasten lukumäärän mukaan, JETP, T.35, P.635-640, 1958.
Lagutin A.A., Tyumentsev A.G., Kosmisen säteiden energiaspektrit fraktaalityyppisessä galaktisessa väliaineessa, Izv. RAS. Ser. fiz., T.67, nro 4, s. 439-442, 2003.
Mikhailov A.A., Pravdin M.I., Etsi ultrakorkean energian kosmisten säteiden anisotropiaa, JETP Letters, T.66, P.289-292, 1997.
Nymmik R.A., Galaktisten kosmisten säteiden hiukkasvirtojen puoliempiirinen dynaaminen malli. (ISO- ja 2005-versiot), Model of the Cosmos, SINP MSU, 2006
Christiansen G.B., Kulikov G.V., Fomin Yu.A., Ultra-high energy cosmic radiation, 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., UHE kosmisten säteiden spektrin monokulaarinen mittaus FADC-detektorilla HiRes-kokeilu, Astropart.Phys., 23, s. 157-174, 2005.
Ambrosio M. Macro Collaborationille, Etsi sideraalisia ja auringon vuorokausimodulaatioita MACRO-muonitietojoukosta, 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. ja Zager E., Cosmic ray proton and heliumspektrit: tulokset JACEE-kokeesta, Astrophys. J., Voi. 502, s. 278-283, 1998.
Berezhko E.G., Hiukkaskiihtyvyys supernovajäännöksissä, Inv. Rapp. Korosta paperit. 27th ICRC, Hampuri, 2001, s. 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., Sokolsky P., Stanev P. .., Tilav T., Tang J.k.k., Thomas S.B., The kosmisen säteilyn koostumus yli 0,1 EeV, julkaisussa Proc. 23th ICRC, Calgary, 1993, osa 2, s. 38-42.
Bishop C.M., Neural networks for pattern detection, Oxford Univ. lehdistö, 1995, 504 s.
Blobel V., Unfolding method in high-energy physics experiments, CERN report 85-09, s.88-127, 1985.
Bonino G., Castagnoli G. Cini, Cane D., Taricco C., Bhandari N., Solar modulation of galactic cosmic ray spectra since the Maunder minimum, julkaisussa Proc. 27th ICRC, Hamburg, 2001, osa 9, s. 3769-3772. Casaus J. AMS.02 Collaboration puolesta. Kosmisen säteen astrofysiikka AMS.02:lla, julkaisussa Proc. 28th ICRC, Tsukuba, 2003, osa 4, s. 2149-2152.
Cocconi G., energisimmistä kosmisista säteistä, Astropart. Phys., Voi. 4, s. 281-283, 1996.
Coleman S., Glashow S.L., Lorentzin invarianssin korkean energian testit, Phys. Rev. D59, 116008 (1999)
Cronin J.W., Kosmiset säteet: universumin energisimmat hiukkaset, Rev. Mod. Phys., Voi. 71, s. 165-172, 1999.
D"Agostini G., Moniulotteinen avausmenetelmä, joka perustuu Bayesin lauseeseen", Nucl. Instr. Meth., Voi.A362, s. 487-498, 1995.
Fukunaga K., Johdatus tilastolliseen hahmontunnistukseen, N-Y: Academic Press, 1972, 592 s.
Gaisser T.K., Kosmiset säteet ja hiukkasfysiikka, Cambridge Univer. lehdistö, 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 ai., Kosmisen säteilyn energiaspektri välillä 1014-1016 eV, Astropart. Phys., Voi. 10, s. 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., Energy, Pravdin M.I., Energy, Strleps V., I. Sabourov S.E. kosmiset säteet energia-alue 1017 – 1020 eV Jakutskin joukkotietojen mukaan, Proc. 28th ICRC, Tsukuba, 2003, osa 1, s. 389-392.
Gold R., Iterative Unfolding method for vastematriisit., Argonne National Lab. Raportoi. ANL?6984., 1964. 39 s.
Greisen K., Kosmisen säteilyspektrin loppu?, Phys. Rev. Lett., Vol. 16, s. 748-750, 1966. Haungs A., Rebel H., Roth M., Energy spectrum and mass composition of high-energy cosmic rays, Rep. Prog. Phys., Vol. 66, s. 1145-1206, 2003.
Hayashida N., Nagano M., Nishikawa D., Ohoka H., Sakaki N., Sasaki M., Takeda M., Teshima M., Torii R., Yamamoto T. et ai. Kosmisen säteen saapumissuuntien anisotropia noin 1018 eV, Astropart. Phys., Voi. 10, s. 303-311, 1999.
Heber B., Galaktiset ja epänormaalit kosmiset säteet heliosfäärissä, Invited, Rapporteur ja Highlight -paperit. 27th ICRC, Hampuri, 2001, s. 118-135.
Heck D., Knapp J., Capdevielle J.N., Schatz G., Thouw T., Forschungszentrum Karlsruhe Report, FZKA 6019, 1998, 90 s.
Hillas A.M., Kaksi mielenkiintoista tekniikkaa erittäin korkean energian hadronikaskadien Monte-Carlo-simulaatioon, Proc.17th ICRC, Paris, 1981, Vol.8, s. 193-196.
Hillas A.M., Suihkusimulaatio: Lessons from MOCCA, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), 52B, 29-42, 1997.
H?randel J.R., Polvella kosmisten säteiden energiaspektrissä, Astropart. Phys., Voi. 19, s. 193-220, 2003.
Kalmykov N.N., Khristiansen G.B., Superkorkeiden ja ultrakorkeiden energioiden kosmiset säteet, J. Phys. G: Nucl. Osa. Phys., Voi. 21, s. 1279-1301, 1995.
Kalmykov N.N., Ostapchenko S.S., Pavlov A.I., Quark-gluon-merkkijonomalli ja EAS-simulaatioongelmat ultrakorkeilla energioilla, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), 52B, 17-28, 1997.
Kempa J., Kosmisen säteen tutkimukset emulsiomenetelmällä. – Tekniikat ja tulokset, Nucl. Phys. B. (Proc. Suppl.), Voi. 52B, s. 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., Primaarinen kosmisen säteen massakoostumus energioissa 1015 - 1017, MSU:n A. osan mittaamana eV. Phys., Voi. 2, s. 127-136, 1994.
Klages H.O. KASCADE-yhteistyölle, Laaja ilmasuihkukoe KASCADE – ensimmäiset tulokset, Proc. 25th ICRC, Durban, 1997, osa 8, s. 297-306.
Lloyd-Evans, Watson A.A., Anisotropiamittaukset yli 1015 eV, Kutsutut keskustelut. 8. Eurooppa. CR Symp. Ed. N. Iucci et ai. Bologna, 1983, s. 81-97.
Nagano M., Watson A.A., Ultrasuurienergisten kosmisten säteiden havainnot ja seuraukset, Rev. Mod. Phys., Vol. 72, No. 3, s. 689-732, 2000.
Parker E.N., Energeettisten hiukkasten kulkeminen planeettojen välisen avaruuden läpi, Planeetta. Avaruus. Sci., Voi. 13, s. 9-17, 1965.
Ptuskin V.S., Rogovaya S.T., Zirakashvili V.N., Chuvilgin L.G., Khristiansen G.B., Klepach E.G., Kulikov G.V., Diffusion and drift of very high energy cosmic rays in galactic magnetic fields, Astron.?Astroph.276,7, Vol. , 1993.
Ptuskin V.S., Kosmisen säteen eteneminen galaksissa, Inv. Rapp. Korosta paperit. 24th ICRC, Rooma, 1995, s. 755-764.
Ptuskin V.S., Zirakashvili V.N., Supernovajäänteiden tuottamien korkeaenergisten kosmisten säteiden spektristä voimakkaan kosmisen säteen epävakauden virtauksen ja aallon hajoamisen läsnä ollessa, Astron.? Astroph., Voi. 429, s. 755-765, 2005.
Roth M., Antoni T., Apel W.D. et ai., KASCADE Collab., Determination of primäärienergia ja massa PeV-alueella Bayesin unfolding-tekniikoilla, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), Voi. 122, s. 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. ja Yoshii H., Kosmisen säteilyn energiaspektri yli 3 x 1018 eV, havaittu AGASAlla, julkaisussa Proc. 27th ICRC, Hamburg, 2001, osa 1, s. 333-336.
Sciutto S.J., AIRES: Järjestelmä ilmasuihkusimulaatioihin (versio 2.2.0), astro-ph/9911331 (216 sivua) Shibata T., Kosmisen säteilyn spektri ja koostumus; suora havainto, Inv. Rapp. Korosta paperit. 24th ICRC, Rooma, 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. ja Yoshii H., Chemical Composition of Ultra-High Energy Cosmic Rays Observed by AGASA, Proc. 28th ICRC, Tsukuba, 2003, osa 1, s. 401-404.
Simpson J.A., The Cosmic Radation: Reviewing the present and future, julkaisussa Proc. 25th ICRC, Durban, 1997, Vol. 8, s. 4-23.
Wefel J.P., Suurempaan energiaan: ilmapallo- ja satelliittitutkimukset polven ympärillä, J. Phys. G., osa 29, s. 821-830, 2003.
Wiebel-Sooth B., Biermann P.L., Meyer H., Cosmic rays. VII. Yksittäisten elementtien spektrit: ennuste ja data, Astron.? Astroph., Voi. 330, s. 389-398, 1998.
Siirry projektin "SiZiF" muille sivuille
Yhteydenotot:[sähköposti suojattu]
vastaanotettu SiZiF:ssä 05.10.06
