Sinar kosmik. Sinar kosmik - fisika dan komposisinya Partikel luar angkasa

Fisika sinar kosmik dianggap sebagai bagian fisika energi tinggi Dan fisika partikel.

Fisika sinar kosmik studi:

proses yang mengarah pada munculnya dan percepatan sinar kosmik;
partikel sinar kosmik, sifat dan sifat-sifatnya;
fenomena yang disebabkan oleh partikel sinar kosmik di luar angkasa, atmosfer bumi dan planet-planet.

Mempelajari aliran partikel kosmik bermuatan energi tinggi dan netral yang jatuh pada batas atmosfer bumi adalah tugas eksperimental yang paling penting.

Klasifikasi menurut asal usul sinar kosmik:

di luar Galaksi kita;
di Galaksi;
di bawah sinar matahari;
di ruang antarplanet.

Utama Merupakan kebiasaan untuk menyebut sinar kosmik ekstragalaksi, galaksi, dan matahari.

Sekunder Sinar kosmik biasanya disebut aliran partikel yang timbul di bawah pengaruh sinar kosmik primer di atmosfer bumi dan tercatat di permukaan bumi.

Sinar kosmik merupakan salah satu komponen radiasi alam (radiasi latar belakang) di permukaan bumi dan di atmosfer.

Sebelum perkembangan teknologi akselerator, sinar kosmik merupakan satu-satunya sumber partikel elementer berenergi tinggi. Jadi, positron dan muon pertama kali ditemukan dalam sinar kosmik.

Spektrum energi sinar kosmik terdiri dari 43% energi proton, 23% energi inti helium (partikel alfa), dan 34% energi yang ditransfer oleh partikel lain [ ] .

Berdasarkan jumlah partikel, sinar kosmik terdiri dari 92% proton, 6% inti helium, sekitar 1% unsur berat, dan sekitar 1% elektron. Saat mempelajari sumber sinar kosmik di luar Tata Surya, komponen proton-nuklir terutama dideteksi oleh fluks sinar gamma yang dihasilkan oleh teleskop sinar gamma orbital, dan komponen elektron dideteksi oleh radiasi sinkrotron yang dihasilkannya, yang terjadi di jangkauan radio (khususnya, pada gelombang meter - pada radiasi di medan magnet medium antarbintang), dan dengan medan magnet yang kuat di wilayah sumber sinar kosmik - dan pada rentang frekuensi yang lebih tinggi. Oleh karena itu, komponen elektronik juga dapat dideteksi oleh instrumen astronomi berbasis darat.

Secara tradisional, partikel yang diamati dalam sinar kosmik dibagi menjadi beberapa kelompok berikut: P (Z = 1) , (\gaya tampilan (Z=1),) α (Z = 2) , (\gaya tampilan (Z=2),) L (Z = 3...5) , (\displaystyle (Z=3...5),) M (Z = 6...9) , (\displaystyle (Z=6...9),) H (Z ⩾ 10) , (\displaystyle (Z\geqslant 10),) VH (Z ⩾ 20) (\displaystyle (Z\geqslant 20))(masing-masing proton, partikel alfa, ringan, sedang, berat, dan superberat). Ciri komposisi kimia radiasi kosmik primer adalah kandungan inti kelompok L (litium, berilium, boron) yang sangat tinggi (beberapa ribu kali lipat) dibandingkan dengan komposisi bintang dan gas antarbintang. Fenomena ini dijelaskan oleh fakta bahwa mekanisme pembentukan partikel kosmik terutama mempercepat inti berat, yang ketika berinteraksi dengan proton dari medium antarbintang, meluruh menjadi inti yang lebih ringan. Asumsi ini diperkuat oleh fakta bahwa sinar kosmik memiliki derajat isotropi yang sangat tinggi.

Sejarah fisika sinar kosmik

Indikasi pertama kemungkinan adanya radiasi pengion yang berasal dari luar bumi diperoleh pada awal abad ke-20 dalam eksperimen yang mempelajari konduktivitas gas. Arus listrik spontan yang terdeteksi dalam gas tidak dapat dijelaskan oleh ionisasi yang timbul dari radioaktivitas alami bumi. Radiasi yang diamati ternyata sangat tembus sehingga arus sisa masih teramati di ruang ionisasi, terlindung oleh lapisan timah tebal. Pada tahun 1911-1912, sejumlah percobaan dilakukan dengan ruang ionisasi pada balon. Hess menemukan bahwa radiasi meningkat seiring ketinggian, sedangkan ionisasi yang disebabkan oleh radioaktivitas bumi akan berkurang seiring ketinggian. Eksperimen Colherster membuktikan bahwa radiasi ini diarahkan dari atas ke bawah.

Pada tahun 1921-1925, fisikawan Amerika Millikan, mempelajari penyerapan radiasi kosmik di atmosfer bumi tergantung pada ketinggian pengamatan, menemukan bahwa dalam timbal radiasi ini diserap dengan cara yang sama seperti radiasi gamma dari inti atom. Millikan adalah orang pertama yang menyebut radiasi ini sebagai sinar kosmik.

Pada tahun 1925, fisikawan Soviet L.A. Tuvim dan L.V. Mysovsky mengukur penyerapan radiasi kosmik dalam air: ternyata radiasi ini diserap sepuluh kali lebih sedikit daripada radiasi gamma inti. Mysovsky dan Tuwim juga menemukan bahwa intensitas radiasi bergantung pada tekanan barometrik - mereka menemukan “efek barometrik”. Eksperimen D.V. Skobeltsyn dengan ruang awan yang ditempatkan dalam medan magnet konstan memungkinkan untuk "melihat", karena ionisasi, jejak (jejak) partikel kosmik. D. V. Skobeltsyn menemukan hujan partikel kosmik.

Eksperimen pada sinar kosmik memungkinkan terciptanya sejumlah penemuan mendasar bagi fisika dunia mikro.

Sinar kosmik berenergi sangat tinggi

Energi beberapa partikel (misalnya, partikel Ya Tuhan) melebihi batas GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - batas energi teoretis untuk sinar kosmik 5⋅10 19 eV, disebabkan oleh interaksinya dengan foton radiasi latar gelombang mikro kosmik. Beberapa lusin partikel tersebut dicatat oleh observatorium AGASA selama setahun. (Bahasa inggris)Rusia. Pengamatan ini belum memiliki penjelasan ilmiah yang cukup kuat.

Deteksi sinar kosmik

Untuk waktu yang lama setelah penemuan sinar kosmik, metode pencatatannya tidak berbeda dengan metode pencatatan partikel dalam akselerator, paling sering penghitung pelepasan gas atau emulsi fotografi nuklir yang diangkat ke stratosfer atau ke luar angkasa. Namun metode ini tidak memungkinkan pengamatan sistematis terhadap partikel berenergi tinggi, karena partikel tersebut sangat jarang muncul, dan ruang di mana penghitung tersebut dapat melakukan pengamatan dibatasi oleh ukurannya.

Observatorium modern beroperasi berdasarkan prinsip yang berbeda. Ketika partikel berenergi tinggi memasuki atmosfer, ia berinteraksi dengan atom udara pada 100 g/cm² pertama, sehingga menimbulkan kumpulan partikel, terutama pion dan muon, yang kemudian melahirkan partikel lain, dan seterusnya. . Kerucut partikel terbentuk, yang disebut pancuran. Partikel-partikel tersebut bergerak dengan kecepatan melebihi kecepatan cahaya di udara, sehingga menghasilkan cahaya Cherenkov, yang terdeteksi oleh teleskop. Teknik ini memungkinkan pemantauan wilayah langit seluas ratusan kilometer persegi.

Implikasinya terhadap penerbangan luar angkasa

Fenomena visual sinar kosmik (Bahasa inggris)

Astronot ISS, ketika menutup mata, melihat kilatan cahaya tidak lebih dari sekali setiap 3 menit, mungkin fenomena ini terkait dengan dampak partikel berenergi tinggi yang memasuki retina. Namun, hal ini belum dikonfirmasi secara eksperimental; ada kemungkinan bahwa efek ini hanya memiliki dasar psikologis.

Radiasi

Paparan radiasi kosmik dalam jangka panjang dapat berdampak sangat negatif terhadap kesehatan manusia. Untuk perluasan lebih lanjut umat manusia ke planet lain di tata surya, perlindungan yang andal terhadap bahaya tersebut harus dikembangkan - para ilmuwan dari Rusia dan Amerika Serikat sudah mencari cara untuk mengatasi masalah ini.

Doktor Ilmu Fisika dan Matematika B. KHRENOV, Lembaga Penelitian Ilmiah Fisika Nuklir dinamai D. V. Skobeltsyn, Universitas Negeri Moskow. M.V.Lomonosov.

Nebula Kepiting, dipelajari dalam sinar dengan panjang gelombang berbeda. Warna biru - sinar-X (NASA, Chandra X-ray Observatory), hijau - jangkauan optik (NASA, Hubble Observatory), merah - radiasi infra merah (ESA, Observatory

Pemasangan HESS di Namibia.

Spektrum energi sinar gamma dari Kepiting, diukur di instalasi HESS (garis lurus mendekati spektrum ini). Fluks kuanta gamma dengan energi ambang 1 TeV sama dengan (2,26 ± 0,08) x 10 ^-11 cm ^-2·Dengan ^-1.

Distribusi arah datangnya radiasi gamma dengan energi 1-10 GeV pada koordinat galaksi, menurut data satelit EGRET.

Detektor partikel dari Observatorium Pierre Auger.

Detektor Fluoresensi Atmosfer: Enam teleskop memindai atmosfer pada bidang pandang 0-30 ^HAI tingginya di atas cakrawala dan di bidang pandang 0-180 ^HAI di azimuth.

Peta lokasi detektor di Observatorium Pierre Auger di provinsi Mendoza, Argentina. Titik-titik tersebut adalah pendeteksi partikel.

Detektor luar angkasa TUS akan mengamati EAS berenergi sangat tinggi dari orbit Bumi.

Data eksperimen tentang spektrum energi sinar kosmik dalam berbagai energi partikel primer. Untuk penyajian data yang ringkas, intensitas fluks partikel diferensial dikalikan dengan E3.

Semburan gas relativistik dikeluarkan dari galaksi elips M87.

Spektrum energi kuanta gamma diukur di instalasi HESS: segitiga - dari sumber M87, lingkaran - dari Kepiting. Fluks kuanta gamma dengan energi ambang 1 TeV sama dengan (2,26 ± 0,08) x 10 ^–11 cm ^–2 Dengan ^– 1.

Hampir seratus tahun telah berlalu sejak ditemukannya sinar kosmik - aliran partikel bermuatan yang datang dari kedalaman Alam Semesta. Sejak itu, banyak penemuan terkait radiasi kosmik telah dilakukan, namun masih banyak misteri yang tersisa. Salah satunya mungkin yang paling menarik: dari mana datangnya partikel dengan energi lebih dari 10 20 eV, yaitu hampir satu miliar triliun elektron volt, satu juta kali lebih besar daripada yang diperoleh pada akselerator paling kuat - Besar LHC Penumbuk Hadron? Gaya dan medan apa yang mempercepat partikel hingga mencapai energi yang begitu dahsyat?

Sinar kosmik ditemukan pada tahun 1912 oleh fisikawan Austria Victor Hess. Dia adalah seorang karyawan Institut Radium di Wina dan melakukan penelitian tentang gas terionisasi. Pada saat itu, mereka telah mengetahui bahwa semua gas (termasuk atmosfer) selalu terionisasi sedikit, yang menunjukkan adanya zat radioaktif (seperti radium) baik di dalam gas atau di dekat alat pengukur ionisasi, kemungkinan besar di kerak bumi. Eksperimen dengan mengangkat detektor ionisasi dalam balon dilakukan untuk menguji asumsi ini, karena ionisasi gas akan berkurang seiring dengan bertambahnya jarak dari permukaan bumi. Jawabannya justru sebaliknya: Hess menemukan sejumlah radiasi, yang intensitasnya meningkat seiring ketinggian. Hal ini menunjukkan gagasan bahwa sinar itu berasal dari luar angkasa, tetapi asal usul sinar dari luar bumi akhirnya dapat dibuktikan hanya setelah banyak percobaan (W. Hess baru dianugerahi Hadiah Nobel pada tahun 1936). Ingatlah bahwa istilah “radiasi” tidak berarti bahwa sinar-sinar ini murni bersifat elektromagnetik (seperti sinar matahari, gelombang radio, atau sinar-X); itu digunakan untuk menemukan fenomena yang sifatnya belum diketahui. Meskipun segera menjadi jelas bahwa komponen utama sinar kosmik adalah partikel bermuatan yang dipercepat, proton, istilah tersebut tetap dipertahankan. Studi terhadap fenomena baru ini dengan cepat mulai membuahkan hasil yang biasanya dianggap sebagai “ilmu pengetahuan mutakhir”.

Penemuan partikel kosmik berenergi sangat tinggi segera (jauh sebelum akselerator proton diciptakan) menimbulkan pertanyaan: bagaimana mekanisme percepatan partikel bermuatan pada objek astrofisika? Saat ini kita tahu bahwa jawabannya ternyata tidak sepele: akselerator “kosmik” yang alami sangat berbeda dengan akselerator buatan manusia.

Segera menjadi jelas bahwa proton kosmik, yang terbang melalui materi, berinteraksi dengan inti atomnya, menghasilkan partikel elementer tidak stabil yang sebelumnya tidak diketahui (mereka diamati terutama di atmosfer bumi). Studi tentang mekanisme kelahiran mereka telah membuka jalan yang bermanfaat untuk membangun taksonomi partikel elementer. di laboratorium, proton dan elektron belajar untuk mempercepat dan menghasilkan aliran besar, jauh lebih padat daripada sinar kosmik. Pada akhirnya, eksperimen interaksi partikel yang menerima energi dalam akseleratorlah yang mengarah pada terciptanya gambaran modern tentang dunia mikro.

Pada tahun 1938, fisikawan Prancis Pierre Auger menemukan fenomena luar biasa - hujan partikel kosmik sekunder yang muncul sebagai akibat interaksi proton primer dan inti energi yang sangat tinggi dengan inti atom di atmosfer. Ternyata dalam spektrum sinar kosmik terdapat partikel dengan energi orde 10 15 -10 18 eV - jutaan kali lebih besar daripada energi partikel yang dipercepat di laboratorium. Akademisi Dmitry Vladimirovich Skobeltsyn sangat mementingkan studi tentang partikel-partikel tersebut dan segera setelah perang, pada tahun 1947, bersama dengan rekan terdekatnya G. T. Zatsepin dan N. A. Dobrotin, mengorganisir studi komprehensif tentang aliran partikel sekunder di atmosfer, yang disebut pancuran udara ekstensif ( EA) . Sejarah studi pertama tentang sinar kosmik dapat ditemukan dalam buku N. Dobrotin dan V. Rossi. Seiring waktu, sekolah D.V. Skobeltsyn tumbuh menjadi salah satu yang terkuat di dunia dan selama bertahun-tahun menentukan arah utama dalam studi sinar kosmik berenergi ultra tinggi. Metodenya memungkinkan untuk memperluas rentang energi yang diteliti dari 10 9 -10 13 eV, yang tercatat pada balon dan satelit, menjadi 10 13 -10 20 eV. Ada dua aspek yang membuat penelitian ini sangat menarik.

Pertama, menjadi mungkin untuk menggunakan proton berenergi tinggi yang diciptakan oleh alam itu sendiri untuk mempelajari interaksinya dengan inti atom di atmosfer dan menguraikan struktur terbaik partikel elementer.

Kedua, menjadi mungkin untuk menemukan benda-benda di ruang angkasa yang mampu mempercepat partikel hingga mencapai energi yang sangat tinggi.

Aspek pertama ternyata tidak membuahkan hasil seperti yang diharapkan: mempelajari struktur halus partikel elementer memerlukan lebih banyak data tentang interaksi proton daripada yang dapat diberikan oleh sinar kosmik. Pada saat yang sama, kontribusi penting terhadap pemahaman dunia mikro dibuat dengan mempelajari ketergantungan karakteristik paling umum dari interaksi proton pada energinya. Selama studi EAS, sebuah fitur ditemukan dalam ketergantungan jumlah partikel sekunder dan distribusi energinya pada energi partikel primer, yang terkait dengan struktur kuark-gluon partikel elementer. Data ini kemudian dikonfirmasi dalam percobaan pada akselerator.

Saat ini, model interaksi sinar kosmik dengan inti atom atmosfer yang andal telah dibangun, yang memungkinkan untuk mempelajari spektrum energi dan komposisi partikel utamanya dengan energi tertinggi. Menjadi jelas bahwa peran sinar kosmik dalam dinamika perkembangan Galaksi tidak kalah pentingnya dengan medan dan aliran gas antarbintang: energi spesifik sinar kosmik, gas, dan medan magnet kira-kira sama dengan 1 eV per cm 3. Dengan keseimbangan energi dalam medium antarbintang, wajar untuk berasumsi bahwa percepatan partikel sinar kosmik kemungkinan besar terjadi pada objek yang sama yang bertanggung jawab untuk memanaskan dan melepaskan gas, misalnya, pada nova dan supernova selama ledakannya.

Mekanisme percepatan sinar kosmik pertama diusulkan oleh Enrico Fermi untuk proton yang bertabrakan secara kacau dengan awan magnet plasma antarbintang, tetapi tidak dapat menjelaskan semua data eksperimen. Pada tahun 1977, Akademisi Hermogenes Filippovich Krymsky menunjukkan bahwa mekanisme ini seharusnya mempercepat partikel sisa supernova jauh lebih kuat pada permukaan gelombang kejut, yang kecepatannya lipat lebih tinggi daripada kecepatan awan. Saat ini telah dibuktikan secara andal bahwa mekanisme percepatan proton dan inti kosmik oleh gelombang kejut pada cangkang Supernova adalah yang paling efektif. Namun kecil kemungkinannya untuk dapat mereproduksinya dalam kondisi laboratorium: percepatan terjadi relatif lambat dan memerlukan sejumlah besar energi untuk menahan partikel yang dipercepat. Pada cangkang supernova, kondisi ini terjadi karena sifat ledakannya. Sungguh luar biasa bahwa percepatan sinar kosmik terjadi pada objek astrofisika unik yang bertanggung jawab atas sintesis inti berat (lebih berat dari helium) yang sebenarnya ada dalam sinar kosmik.

Di Galaksi kita, ada beberapa Supernova yang diketahui berumur kurang dari seribu tahun dan telah diamati dengan mata telanjang. Yang paling terkenal adalah Nebula Kepiting di konstelasi Taurus (“Kepiting” adalah sisa ledakan Supernova tahun 1054, tercatat dalam kronik timur), Cassiopeia-A (diamati tahun 1572 oleh astronom Tycho Brahe) dan Supernova Kepler di konstelasi Ophiuchus (1680). Diameter cangkangnya saat ini adalah 5-10 tahun cahaya (1 tahun cahaya = 10 16 m), artinya, mereka mengembang dengan kecepatan sekitar 0,01 kecepatan cahaya dan terletak pada jarak sekitar sepuluh ribu cahaya. tahun dari Bumi. Cangkang Supernova (“nebula”) diamati dalam rentang optik, radio, sinar-X, dan sinar gamma oleh observatorium luar angkasa Chandra, Hubble, dan Spitzer. Mereka secara andal menunjukkan bahwa percepatan elektron dan proton, disertai radiasi sinar-X, sebenarnya terjadi di kulit.

Sekitar 60 sisa supernova yang berumur kurang dari 2000 tahun dapat mengisi ruang antarbintang dengan sinar kosmik dengan energi spesifik terukur (~1 eV per cm 3), sementara kurang dari sepuluh di antaranya yang diketahui. Kekurangan ini dijelaskan oleh fakta bahwa di bidang Galaksi, tempat terkonsentrasinya bintang dan supernova, terdapat banyak debu, yang tidak mentransmisikan cahaya ke pengamat di Bumi. Pengamatan pada sinar-X dan sinar gamma, yang lapisan debunya transparan, memungkinkan perluasan daftar cangkang supernova “muda” yang diamati. Cangkang terbaru yang ditemukan adalah Supernova G1.9+0.3, yang diamati dengan teleskop sinar-X Chandra mulai bulan Januari 2008. Perkiraan ukuran dan laju perluasan cangkangnya menunjukkan bahwa ia berkobar sekitar 140 tahun yang lalu, namun tidak terlihat dalam jangkauan optik karena cahayanya diserap seluruhnya oleh lapisan debu Galaksi.

Data tentang ledakan Supernova di Galaksi Bima Sakti kita dilengkapi dengan statistik yang lebih kaya tentang Supernova di galaksi lain. Konfirmasi langsung keberadaan proton dan inti yang dipercepat adalah radiasi gamma dengan foton berenergi tinggi yang dihasilkan dari peluruhan pion netral - produk interaksi proton (dan inti) dengan materi sumber. Foton dengan energi tertinggi diamati menggunakan teleskop yang merekam cahaya Vavilov-Cherenkov yang dipancarkan oleh partikel EAS sekunder. Instrumen paling canggih dari jenis ini adalah susunan enam teleskop yang dibuat bekerja sama dengan HESS di Namibia. Sinar gamma Kepiting adalah yang pertama kali diukur, dan intensitasnya menjadi ukuran intensitas sumber lain.

Hasil yang diperoleh tidak hanya menegaskan adanya mekanisme percepatan proton dan inti dalam Supernova, tetapi juga memungkinkan kita memperkirakan spektrum partikel yang dipercepat: spektrum sinar gamma “sekunder” dan proton serta inti “primer” adalah sangat dekat. Medan magnet pada Kepiting dan ukurannya memungkinkan percepatan proton hingga energi sekitar 10 15 eV. Spektrum partikel sinar kosmik di sumber dan di media antarbintang agak berbeda, karena kemungkinan partikel meninggalkan sumber dan masa hidup partikel di Galaksi bergantung pada energi dan muatan partikel. Membandingkan spektrum energi dan komposisi sinar kosmik yang diukur di dekat Bumi dengan spektrum dan komposisi di sumbernya memungkinkan kita memahami berapa lama partikel bergerak antar bintang. Terdapat lebih banyak inti litium, berilium, dan boron dalam sinar kosmik dekat Bumi daripada di sumbernya - jumlah tambahannya muncul sebagai akibat interaksi inti yang lebih berat dengan gas antarbintang. Dengan mengukur perbedaan ini, kami menghitung jumlah X materi yang dilalui sinar kosmik saat mengembara di medium antarbintang. Dalam fisika nuklir, jumlah materi yang ditemui partikel dalam jalurnya diukur dalam g/cm2. Hal ini disebabkan oleh karena untuk menghitung penurunan fluks partikel pada tumbukan dengan inti suatu zat, perlu diketahui banyaknya tumbukan suatu partikel dengan inti yang mempunyai luas (penampang) berbeda yang melintang ke arahnya. dari partikel tersebut. Dengan menyatakan jumlah materi dalam satuan-satuan ini, diperoleh satu skala pengukuran untuk semua inti.

Nilai X ~ 5-10 g/cm 2 yang ditemukan secara eksperimental memungkinkan kita memperkirakan t masa hidup sinar kosmik dalam medium antarbintang: t X/ρc, dengan c adalah kecepatan partikel, kira-kira sama dengan kecepatan cahaya, ρ ~10 –24 g/cm3 adalah kepadatan rata-rata medium antarbintang. Oleh karena itu masa hidup sinar kosmik adalah sekitar 10 8 tahun. Waktu ini jauh lebih lama dibandingkan waktu terbang sebuah partikel yang bergerak dengan kecepatan c sepanjang garis lurus dari sumbernya ke Bumi (3·10 4 tahun untuk sumber terjauh di sisi Galaksi seberang kita). Artinya partikel tidak bergerak lurus, melainkan mengalami hamburan. Medan magnet galaksi yang kacau dengan induksi B ~ 10 –6 gauss (10 –10 tesla) menggerakkannya membentuk lingkaran dengan jari-jari (gyroradius) R = E/3 x 10 4 B, dengan R dalam m, E adalah partikel energi dalam eV, V - induksi medan magnet dalam gauss. Pada energi partikel sedang E< 10 17 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·10 20 м).

Kira-kira dalam satu garis lurus, hanya partikel dengan energi E > 10 19 eV yang akan datang dari sumbernya. Oleh karena itu, arah partikel dengan energi kurang dari 10 19 eV yang menghasilkan EAS tidak menunjukkan sumbernya. Di wilayah energi ini, yang tersisa hanyalah mengamati radiasi sekunder yang dihasilkan oleh proton dan inti sinar kosmik di sumbernya sendiri. Di wilayah energi radiasi gamma yang dapat diamati (E< 10 13 эВ) данные о направлении прихода его квантов убедительно показывают, что космические лучи излучают объекты, сконцентрированные в плоскости нашей Галактики. Там же сосредоточено и межзвёздное вещество, с которым взаимодействуют частицы космических лучей, генерируя вторичное гамма-излучение.

Gagasan tentang sinar kosmik sebagai fenomena galaksi “lokal” ternyata hanya berlaku untuk partikel berenergi sedang E< 10 17 эВ. Ограниченные возможности Галактики как ускорять, так и удерживать частицы с особенно высокой энергией были убедительно продемонстрированы в опытах по измерению энергетического спектра космических лучей.

Pada tahun 1958, Georgiy Borisovich Christiansen dan German Viktorovich Kulikov menemukan perubahan tajam dalam penampakan spektrum energi sinar kosmik pada energi orde 3·10 15 eV. Pada energi di bawah nilai ini, data eksperimen tentang spektrum partikel biasanya disajikan dalam bentuk “pangkat” sehingga jumlah partikel N dengan energi tertentu E dianggap berbanding terbalik dengan energi partikel pangkat γ: N(E )=a/E γ (γ adalah spektrum eksponen diferensial). Hingga energi 3·10 15 eV, indikatornya γ = 2.7, tetapi ketika beralih ke energi yang lebih tinggi, spektrum energi mengalami “ketegaran”: untuk energi E > 3·10 15 eV γ menjadi 3.15. Perubahan spektrum ini wajar jika dikaitkan dengan pendekatan energi partikel yang dipercepat ke nilai maksimum yang mungkin dihitung untuk mekanisme percepatan di Supernova. Penjelasan tentang putusnya spektrum ini juga didukung oleh komposisi inti partikel primer pada rentang energi 10 15 -10 17 eV. Informasi paling andal tentang hal itu disediakan oleh instalasi EAS yang kompleks - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade". Dengan bantuan mereka, seseorang memperoleh tidak hanya informasi tentang energi inti primer, tetapi juga parameter yang bergantung pada nomor atomnya - “lebar” pancuran, rasio antara jumlah elektron dan muon, antara jumlah yang paling energik. elektron dan jumlah totalnya. Semua data ini menunjukkan bahwa dengan peningkatan energi partikel primer dari batas kiri spektrum sebelum pecah menjadi energi setelah putus, massa rata-ratanya meningkat. Perubahan komposisi massa partikel ini konsisten dengan model percepatan partikel pada Supernova - perubahan ini dibatasi oleh energi maksimum, yang bergantung pada muatan partikel. Untuk proton, energi maksimumnya adalah sekitar 3·10 15 eV dan meningkat sebanding dengan muatan partikel yang dipercepat (inti), sehingga inti besi secara efektif dipercepat hingga ~10 17 eV. Intensitas aliran partikel dengan energi melebihi maksimum berkurang dengan cepat.

Namun registrasi partikel dengan energi yang lebih tinggi (~3·10 18 eV) menunjukkan bahwa spektrum sinar kosmik tidak hanya tidak pecah, namun kembali ke bentuk yang diamati sebelum pecah!

Pengukuran spektrum energi di wilayah energi “sangat tinggi” (E > 10 18 eV) sangat sulit karena jumlah partikelnya yang sedikit. Untuk mengamati peristiwa langka ini, perlu dibuat jaringan pendeteksi aliran partikel EAS dan radiasi Vavilov-Cherenkov serta radiasi ionisasi (fluoresensi atmosfer) yang dihasilkannya di atmosfer pada area seluas ratusan bahkan ribuan. kilometer persegi. Untuk instalasi yang besar dan kompleks, lokasi dipilih dengan aktivitas ekonomi terbatas, namun dengan kemampuan untuk memastikan pengoperasian sejumlah besar detektor yang andal. Instalasi semacam itu pertama-tama dibangun di atas lahan seluas puluhan kilometer persegi (Yakutsk, Havera Park, Akeno), kemudian ratusan (AGASA, Fly's Eye, HiRes), dan terakhir, instalasi seluas ribuan kilometer persegi kini sedang dibuat (Pierre Auger Observatory di Argentina, Instalasi teleskopik di Utah, AS).

Langkah selanjutnya dalam studi sinar kosmik berenergi ultra tinggi adalah pengembangan metode untuk mendeteksi EAS dengan mengamati fluoresensi atmosfer dari luar angkasa. Bekerja sama dengan beberapa negara, Rusia menciptakan detektor EAS luar angkasa pertama, proyek TUS. Detektor serupa lainnya diharapkan dipasang di Stasiun Luar Angkasa Internasional ISS (proyek JEM-EUSO dan KLPVE).

Apa yang kita ketahui saat ini tentang sinar kosmik berenergi sangat tinggi? Gambar di bawah menunjukkan spektrum energi sinar kosmik dengan energi di atas 10 18 eV, yang diperoleh dengan menggunakan instalasi generasi terbaru (HiRes, Observatorium Pierre Auger) bersama dengan data sinar kosmik berenergi lebih rendah, yang seperti ditunjukkan di atas, milik Galaksi Bima Sakti. Terlihat bahwa pada energi 3·10 18 -3·10 19 eV indeks spektrum energi diferensial menurun hingga nilai 2,7-2,8, persis sama dengan yang diamati pada sinar kosmik galaksi, ketika energi partikel jauh lebih kecil daripada energi partikel. semaksimal mungkin untuk akselerator galaksi. Bukankah ini menunjukkan bahwa pada energi sangat tinggi, aliran utama partikel diciptakan oleh akselerator yang berasal dari luar galaksi dengan energi maksimum yang jauh lebih tinggi daripada akselerator galaksi? Pecahnya spektrum sinar kosmik galaksi menunjukkan bahwa kontribusi sinar kosmik ekstragalaksi berubah tajam ketika berpindah dari wilayah energi sedang 10 14 -10 16 eV, yang kira-kira 30 kali lebih kecil daripada kontribusi galaksi (spektrum ditunjukkan oleh garis putus-putus pada gambar), ke wilayah energi ultra-tinggi yang menjadi dominan.

Dalam beberapa dekade terakhir, banyak data astronomi telah dikumpulkan mengenai objek ekstragalaksi yang mampu mempercepat partikel bermuatan hingga energi yang jauh lebih tinggi dari 10 19 eV. Tanda yang jelas bahwa sebuah benda berukuran D dapat mempercepat partikel menjadi energi E adalah adanya medan magnet B di seluruh benda tersebut sehingga gyroradius partikel tersebut lebih kecil dari D. Kandidat sumber tersebut mencakup galaksi radio (yang memancarkan emisi radio yang kuat) ; inti galaksi aktif yang mengandung lubang hitam; galaksi yang bertabrakan. Semuanya mengandung pancaran gas (plasma) yang bergerak dengan kecepatan sangat tinggi, mendekati kecepatan cahaya. Jet semacam itu memainkan peran gelombang kejut yang diperlukan untuk pengoperasian akselerator. Untuk memperkirakan kontribusinya terhadap intensitas sinar kosmik yang diamati, perlu memperhitungkan distribusi sumber pada jarak dari Bumi dan hilangnya energi partikel di ruang antargalaksi. Sebelum ditemukannya latar belakang emisi radio kosmik, ruang antargalaksi tampak “kosong” dan transparan tidak hanya terhadap radiasi elektromagnetik, tetapi juga terhadap partikel berenergi sangat tinggi. Kepadatan gas di ruang antargalaksi, menurut data astronomi, sangat kecil (10 –29 g/cm 3) sehingga bahkan pada jarak yang sangat jauh yaitu ratusan miliar tahun cahaya (10 24 m) partikel tidak bertemu dengan inti gas. atom. Namun, ketika ternyata Alam Semesta dipenuhi dengan foton berenergi rendah (sekitar 500 foton/cm 3 dengan energi E f ~ 10 –3 eV) yang tersisa setelah Big Bang, menjadi jelas bahwa proton dan inti atom dengan energi lebih besar dari E ~ 5 10 19 eV, batas Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), harus berinteraksi dengan foton dan kehilangan sebagian besar energinya pada jalur yang berjarak lebih dari puluhan juta tahun cahaya. Dengan demikian, sebagian besar Alam Semesta, yang terletak pada jarak lebih dari 10 7 tahun cahaya dari kita, ternyata tidak dapat diakses untuk diamati dalam sinar dengan energi lebih dari 5·10 19 eV. Data eksperimen terbaru tentang spektrum sinar kosmik berenergi sangat tinggi (instalasi HiRes, Observatorium Pierre Auger) mengkonfirmasi adanya batas energi untuk partikel yang diamati dari Bumi.

Seperti yang Anda lihat, sangat sulit untuk mempelajari asal usul sinar kosmik berenergi sangat tinggi: sebagian besar kemungkinan sumber sinar kosmik dengan energi tertinggi (di atas batas GZK) terletak sangat jauh sehingga partikel-partikel tersebut kehilangan energi yang diperoleh. di sumbernya dalam perjalanan mereka ke Bumi. Dan pada energi yang kurang dari batas GZK, pembelokan partikel oleh medan magnet Galaksi masih besar, dan arah datangnya partikel kecil kemungkinannya dapat menunjukkan posisi sumber di bola langit.

Dalam pencarian sumber sinar kosmik berenergi sangat tinggi, digunakan analisis korelasi arah datangnya partikel dengan energi yang cukup tinggi yang diukur secara eksperimental - sedemikian rupa sehingga medan Galaksi sedikit membelokkan partikel dari arah ke arah. sumber. Instalasi generasi sebelumnya belum memberikan data yang meyakinkan tentang korelasi arah kedatangan partikel dengan koordinat kelas objek astrofisika yang dipilih secara khusus. Data terbaru dari Observatorium Pierre Auger dapat dianggap sebagai harapan untuk memperoleh data di tahun-tahun mendatang tentang peran sumber tipe AGN dalam terciptanya aliran partikel intens dengan energi sekitar batas GZK.

Menariknya, instalasi AGASA mendapat indikasi adanya arah “kosong” (yang tidak diketahui sumbernya), di mana dua atau bahkan tiga partikel tiba selama pengamatan. Hal ini membangkitkan minat besar di kalangan fisikawan yang terlibat dalam kosmologi - ilmu tentang asal usul dan perkembangan Alam Semesta, yang terkait erat dengan fisika partikel elementer. Ternyata beberapa model struktur dunia mikro dan perkembangan Alam Semesta (teori Big Bang) memprediksi kelestarian partikel elementer supermasif dengan massa orde 10 23 -10 24 eV di Alam Semesta modern, di antaranya materi seharusnya sudah ada pada tahap awal Big Bang. Distribusinya di alam semesta tidak begitu jelas: mereka bisa saja tersebar secara merata di ruang angkasa, atau “tertarik” ke wilayah yang sangat luas di alam semesta. Ciri utamanya adalah partikel-partikel ini tidak stabil dan dapat meluruh menjadi partikel yang lebih ringan, termasuk proton, foton, dan neutrino yang stabil, yang memperoleh energi kinetik yang sangat besar - lebih dari 10 20 eV. Tempat di mana partikel-partikel tersebut terawetkan (cacat topologi Alam Semesta) mungkin menjadi sumber proton, foton, atau neutrino berenergi sangat tinggi.

Seperti halnya sumber galaksi, keberadaan akselerator sinar kosmik berenergi ultra tinggi ekstragalaksi dikonfirmasi oleh data dari detektor sinar gamma, misalnya teleskop HESS, yang ditujukan pada objek ekstragalaksi di atas - calon sumber sinar kosmik.

Di antara mereka, yang paling menjanjikan adalah inti galaksi aktif (AGN) dengan pancaran gas. Salah satu objek yang paling banyak dipelajari di instalasi HESS adalah galaksi M87 di konstelasi Virgo, pada jarak 50 juta tahun cahaya dari Galaksi kita. Di pusatnya terdapat lubang hitam, yang menyediakan energi untuk proses di dekatnya dan, khususnya, untuk pancaran plasma raksasa milik galaksi ini. Percepatan sinar kosmik di M87 dikonfirmasi langsung oleh pengamatan radiasi gamma, spektrum energi foton dengan energi 1-10 TeV (10 12 -10 13 eV), yang diamati di instalasi HESS. Intensitas sinar gamma yang diamati dari M87 kira-kira 3% dari intensitas Kepiting. Dengan mempertimbangkan perbedaan jarak ke objek-objek ini (5000 kali), ini berarti luminositas M87 melebihi luminositas Kepiting sebanyak 25 juta kali!

Model percepatan partikel yang dihasilkan untuk objek ini menunjukkan bahwa intensitas partikel yang dipercepat di M87 bisa sangat besar sehingga bahkan pada jarak 50 juta tahun cahaya, kontribusi dari sumber ini dapat menghasilkan intensitas sinar kosmik yang diamati dengan energi di atas 10 19 eV .

Namun inilah misterinya: dalam data modern EAS terhadap sumber ini, tidak ada kelebihan partikel dengan energi sekitar 10 19 eV. Tapi bukankah sumber ini akan muncul dalam hasil eksperimen luar angkasa di masa depan, dengan energi yang sedemikian besar ketika sumber yang jauh tidak lagi berkontribusi pada peristiwa yang diamati? Situasi dengan putusnya spektrum energi dapat terulang kembali, misalnya pada energi 2·10 20 . Namun kali ini sumbernya harus terlihat dalam pengukuran arah lintasan partikel primer, karena energi > 2·10 20 eV sangat tinggi sehingga partikel tidak boleh dibelokkan dalam medan magnet galaksi.

Seperti yang bisa kita lihat, setelah satu abad mempelajari sinar kosmik, kita kembali menunggu penemuan baru, kali ini radiasi kosmik berenergi sangat tinggi, yang sifatnya masih belum diketahui, namun dapat berperan penting dalam struktur Alam Semesta.

literatur

Dobrotin N. A. Sinar kosmik. - M.: Penerbitan. Akademi Ilmu Pengetahuan Uni Soviet, 1963.

Murzin V.S. Pengantar fisika sinar kosmik. - M.: Penerbitan. Universitas Negeri Moskow, 1988.

Panasyuk M. I. Pengembara Alam Semesta, atau Gema Big Bang. - Fryazino: “Vek2”, 2005.

Rossi B. Sinar kosmik. - M.: Atomizdat, 1966.

Khrenov B.A.Meteor relativistik // Sains di Rusia, 2001, No.4.

Khrenov B. A. dan Panasyuk M. I. Pembawa pesan luar angkasa: jauh atau dekat? // Alam, 2006, No.2.

Khrenov B. A. dan Klimov P. A. Penemuan diharapkan // Nature, 2008, No. 4.

YouTube ensiklopedis

1 / 5

✪ Sinar kosmik: apa itu?

✪ NASA: mempelajari SINAR KOSMIK

✪ Sinar kosmik berenergi sangat tinggi - Sergey Troitsky

✪ MISTERI SINAR KOSMIK

✪ Hebat dalam ukuran kecil. Eksperimen sinar kosmik

Subtitle

Informasi dasar

Fisika sinar kosmik dianggap sebagai bagian fisika energi tinggi Dan fisika partikel.

Fisika sinar kosmik studi:

proses yang mengarah pada munculnya dan percepatan sinar kosmik;
partikel sinar kosmik, sifat dan sifat-sifatnya;
fenomena yang disebabkan oleh partikel sinar kosmik di luar angkasa, atmosfer bumi dan planet-planet.

Mempelajari aliran partikel kosmik bermuatan energi tinggi dan netral yang jatuh pada batas atmosfer bumi adalah tugas eksperimental yang paling penting.

Klasifikasi menurut asal usul sinar kosmik:

di luar Galaksi kita
di Galaksi
di bawah sinar matahari
di ruang antarplanet

Utama Merupakan kebiasaan untuk menyebut sinar ekstragalaksi dan sinar galaksi. Sekunder Merupakan kebiasaan untuk menyebut aliran partikel yang lewat dan bertransformasi di atmosfer bumi.

Sinar kosmik merupakan salah satu komponen radiasi alam (radiasi latar belakang) di permukaan bumi dan di atmosfer.

Sebelum perkembangan teknologi akselerator, sinar kosmik merupakan satu-satunya sumber partikel elementer berenergi tinggi. Jadi, positron Dan muon pertama kali ditemukan dalam sinar kosmik.

Spektrum energi sinar kosmik terdiri dari 43% energi proton, 23% lainnya - dari energi helium(partikel alfa) dan 34% energi yang ditransfer oleh partikel yang tersisa.

Berdasarkan jumlah partikel, sinar kosmik terdiri dari 92% proton, 6% inti helium, sekitar 1% unsur berat, dan sekitar 1% elektron. Saat mempelajari sumber sinar kosmik di luar Tata surya komponen proton-nuklir terutama dideteksi oleh fluks yang dihasilkannya sinar gamma teleskop sinar gamma orbital, dan komponen elektronik - sesuai dengan yang dihasilkannya radiasi sinkrotron, yang jatuh pita radio(khususnya, untuk gelombang meter - ketika dipancarkan dalam medan magnet medium antarbintang), dan dengan medan magnet yang kuat di wilayah sumber sinar kosmik - dan pada rentang frekuensi yang lebih tinggi. Oleh karena itu, komponen elektronik juga dapat dideteksi oleh instrumen astronomi berbasis darat.

Secara tradisional, partikel yang diamati dalam sinar kosmik dibagi menjadi beberapa kelompok berikut: p (Z = 1) , α (Z = 2) , L (Z = 3 − 5) , M (Z = 6 − 9) , H (Z ⩾ 10) , V H (Z ⩾ 20) (\displaystyle p( Z=1),\alpha (Z=2),L(Z=3-5),M(Z=6-9),H(Z\geqslant 10),VH(Z\geqslant 20))(masing-masing proton, partikel alfa, ringan, sedang, berat, dan superberat). Ciri komposisi kimia radiasi kosmik primer adalah kandungan inti kelompok L yang sangat tinggi (beberapa ribu kali lipat) ( litium , berilium , boron) dibandingkan dengan komposisi bintang dan gas antarbintang. Fenomena ini dijelaskan oleh fakta bahwa mekanisme pembentukan partikel kosmik terutama mempercepat inti berat, yang ketika berinteraksi dengan proton dari medium antarbintang, meluruh menjadi inti yang lebih ringan. Asumsi ini diperkuat dengan fakta bahwa CL memiliki derajat yang sangat tinggi isotropi.

Sejarah fisika sinar kosmik

Pada tahun 1921-1925, fisikawan Amerika Milliken, mempelajari penyerapan radiasi kosmik di atmosfer bumi tergantung pada ketinggian pengamatan, menemukan bahwa dalam timbal radiasi ini diserap dengan cara yang sama seperti radiasi gamma inti. Millikan adalah orang pertama yang menyebut radiasi ini sebagai sinar kosmik. Pada tahun 1925, fisikawan Soviet L.A. Tuvim dan L.V.Mysovsky mengukur penyerapan radiasi kosmik dalam air: ternyata radiasi ini diserap sepuluh kali lebih sedikit dibandingkan radiasi gamma inti. Mysovsky dan Tuwim juga menemukan bahwa intensitas radiasi bergantung pada tekanan barometrik - mereka menemukan “efek barometrik”. Eksperimen D.V.Skobeltsyna dengan ruang awan yang ditempatkan dalam medan magnet konstan, mereka memungkinkan untuk “melihat”, karena ionisasi, jejak (jejak) partikel kosmik. D. V. Skobeltsyn menemukan hujan partikel kosmik. Eksperimen pada sinar kosmik memungkinkan terciptanya sejumlah penemuan mendasar bagi fisika dunia mikro.

Sinar kosmik matahari

Sinar kosmik matahari (SCR) adalah partikel bermuatan energik - elektron, proton, dan inti - yang disuntikkan oleh Matahari ke ruang antarplanet. Energi SCR berkisar dari beberapa keV hingga beberapa GeV. Di bagian bawah kisaran ini, SCR berbatasan dengan proton yang mengalir berkecepatan tinggi angin matahari. Partikel SCR muncul karena jilatan api matahari.

Sinar kosmik berenergi sangat tinggi

Energi beberapa partikel melebihi Batas GZK(Greisen - Zatsepin - Kuzmina) - batas energi teoretis untuk sinar kosmik 5⋅10 19 eV, disebabkan oleh interaksinya dengan foton radiasi latar gelombang mikro kosmik. Beberapa lusin partikel tersebut dicatat oleh observatorium AGASA selama setahun. (Bahasa inggris) Rusia. Pengamatan ini belum memiliki penjelasan ilmiah yang cukup kuat.

Deteksi sinar kosmik

Untuk waktu yang lama setelah penemuan sinar kosmik, metode pencatatannya tidak berbeda dengan metode pencatatan partikel dalam akselerator, paling sering - meter pelepasan gas atau emulsi fotografi-nuklir, diangkat ke stratosfer, atau ke luar angkasa. Namun metode ini tidak memungkinkan pengamatan sistematis terhadap partikel berenergi tinggi, karena partikel tersebut sangat jarang muncul, dan ruang di mana penghitung tersebut dapat melakukan pengamatan dibatasi oleh ukurannya.

Observatorium modern beroperasi berdasarkan prinsip yang berbeda. Ketika partikel berenergi tinggi memasuki atmosfer, ia berinteraksi dengan atom udara pada 100 g/cm² pertama, sehingga menimbulkan banyak partikel, terutama peony Dan muon, yang selanjutnya melahirkan partikel lain, dan seterusnya. Kerucut partikel terbentuk, yang disebut pancuran. Partikel-partikel tersebut bergerak dengan kecepatan melebihi kecepatan cahaya di udara, sehingga menyebabkan Cherenkov bersinar, direkam oleh teleskop. Teknik ini memungkinkan pemantauan wilayah langit seluas ratusan kilometer persegi.

Implikasinya terhadap penerbangan luar angkasa

Astronot ISS ketika mereka menutup mata, tidak lebih dari sekali setiap 3 menit, mereka melihat kilatan cahaya, mungkin fenomena ini terkait dengan dampak partikel berenergi tinggi yang memasuki retina. Namun, hal ini belum dikonfirmasi secara eksperimental; ada kemungkinan bahwa efek ini hanya memiliki dasar psikologis.

Boris Arkadyevich Khrenov,
Doktor Ilmu Fisika dan Matematika, Lembaga Penelitian Fisika Nuklir dinamai demikian. D.V.Skobeltsyn Universitas Negeri Moskow. M.V.Lomonosova
“Ilmu Pengetahuan dan Kehidupan” No. 10, 2008

Hampir seratus tahun telah berlalu sejak ditemukannya sinar kosmik - aliran partikel bermuatan yang datang dari kedalaman Alam Semesta. Sejak itu, banyak penemuan terkait radiasi kosmik telah dilakukan, namun masih banyak misteri yang tersisa. Salah satunya mungkin yang paling menarik: dari mana datangnya partikel dengan energi lebih dari 10 20 eV, yaitu hampir satu miliar triliun elektron volt, satu juta kali lebih besar daripada yang diperoleh dari akselerator paling kuat - akselerator Penumbuk Hadron Besar? Gaya dan medan apa yang mempercepat partikel hingga mencapai energi yang begitu dahsyat?

Segera menjadi jelas bahwa proton kosmik, yang terbang melalui materi, berinteraksi dengan inti atomnya, menghasilkan partikel elementer tidak stabil yang sebelumnya tidak diketahui (mereka diamati terutama di atmosfer bumi). Studi tentang mekanisme kelahiran mereka telah membuka jalan yang bermanfaat untuk membangun taksonomi partikel elementer. Di laboratorium, mereka belajar untuk mempercepat proton dan elektron dan menghasilkan aliran besar dari mereka, jauh lebih padat daripada sinar kosmik. Pada akhirnya, eksperimen interaksi partikel yang menerima energi dalam akseleratorlah yang mengarah pada terciptanya gambaran modern tentang dunia mikro.

Pada tahun 1938, fisikawan Prancis Pierre Auger menemukan fenomena luar biasa - hujan partikel kosmik sekunder yang muncul sebagai akibat interaksi proton primer dan inti energi yang sangat tinggi dengan inti atom di atmosfer. Ternyata dalam spektrum sinar kosmik terdapat partikel dengan energi orde 10 15 –10 18 eV - jutaan kali lebih besar daripada energi partikel yang dipercepat di laboratorium. Akademisi Dmitry Vladimirovich Skobeltsyn sangat mementingkan studi tentang partikel-partikel tersebut dan segera setelah perang, pada tahun 1947, bersama dengan rekan terdekatnya G. T. Zatsepin dan N. A. Dobrotin, mengorganisir studi komprehensif tentang aliran partikel sekunder di atmosfer, yang disebut pancuran udara ekstensif ( EA) . Sejarah studi pertama tentang sinar kosmik dapat ditemukan dalam buku N. Dobrotin dan V. Rossi. Seiring waktu, sekolah D.V. Skobeltsyna tumbuh menjadi salah satu yang terkuat di dunia dan selama bertahun-tahun menentukan arah utama studi sinar kosmik berenergi sangat tinggi. Metodenya memungkinkan untuk memperluas rentang energi yang diteliti dari 10 9 –10 13 eV, yang tercatat pada balon dan satelit, menjadi 10 13 –10 20 eV. Ada dua aspek yang membuat penelitian ini sangat menarik.

Kedua, menjadi mungkin untuk menemukan benda-benda di ruang angkasa yang mampu mempercepat partikel hingga mencapai energi yang sangat tinggi.

Di Galaksi kita, ada beberapa Supernova yang diketahui berumur kurang dari seribu tahun dan telah diamati dengan mata telanjang. Yang paling terkenal adalah Nebula Kepiting di konstelasi Taurus (“Kepiting” adalah sisa ledakan Supernova tahun 1054, tercatat dalam kronik timur), Cassiopeia-A (diamati tahun 1572 oleh astronom Tycho Brahe) dan Supernova Kepler di konstelasi Ophiuchus (1680). Diameter cangkangnya saat ini adalah 5–10 tahun cahaya (1 tahun cahaya = 10 16 m), artinya, mereka mengembang dengan kecepatan sekitar 0,01 kecepatan cahaya dan terletak pada jarak sekitar sepuluh ribu cahaya. tahun dari Bumi. Cangkang Supernova (“nebula”) diamati dalam rentang optik, radio, sinar-X, dan sinar gamma oleh observatorium luar angkasa Chandra, Hubble, dan Spitzer. Mereka secara andal menunjukkan bahwa percepatan elektron dan proton, disertai radiasi sinar-X, sebenarnya terjadi di kulit.

Sekitar 60 sisa supernova yang berumur kurang dari 2000 tahun dapat mengisi ruang antarbintang dengan sinar kosmik dengan energi spesifik terukur (~1 eV per cm 3), sementara kurang dari sepuluh di antaranya yang diketahui. Kekurangan ini dijelaskan oleh fakta bahwa di bidang Galaksi, tempat terkonsentrasinya bintang dan supernova, terdapat banyak debu, yang tidak mentransmisikan cahaya ke pengamat di Bumi. Pengamatan pada sinar-X dan sinar gamma, yang lapisan debunya transparan, telah memperluas daftar cangkang supernova “muda” yang diamati. Cangkang terbaru yang ditemukan adalah Supernova G1.9+0.3, yang diamati dengan teleskop sinar-X Chandra mulai bulan Januari 2008. Perkiraan ukuran dan laju perluasan cangkangnya menunjukkan bahwa ia berkobar sekitar 140 tahun yang lalu, namun tidak terlihat dalam jangkauan optik karena cahayanya diserap seluruhnya oleh lapisan debu Galaksi.

Data tentang ledakan Supernova di Galaksi Bima Sakti kita dilengkapi dengan statistik yang lebih kaya tentang Supernova di galaksi lain. Konfirmasi langsung keberadaan proton dan inti yang dipercepat adalah radiasi gamma dengan foton berenergi tinggi yang dihasilkan dari peluruhan pion netral - produk interaksi proton (dan inti) dengan materi sumber. Foton berenergi tinggi tersebut diamati menggunakan teleskop yang mendeteksi cahaya Vavilov-Cherenkov yang dipancarkan oleh partikel EAS sekunder. Instrumen paling canggih dari jenis ini adalah susunan enam teleskop yang dibuat bekerja sama dengan HESS di Namibia. Sinar gamma Kepiting adalah yang pertama kali diukur, dan intensitasnya menjadi ukuran intensitas sumber lain.

Hasil yang diperoleh tidak hanya menegaskan adanya mekanisme percepatan proton dan inti dalam Supernova, tetapi juga memungkinkan kita memperkirakan spektrum partikel yang dipercepat: spektrum sinar gamma “sekunder” dan proton serta inti “primer” adalah sangat dekat. Medan magnet pada Kepiting dan ukurannya memungkinkan percepatan proton hingga energi sekitar 10 15 eV. Spektrum partikel sinar kosmik di sumber dan di media antarbintang agak berbeda, karena kemungkinan partikel meninggalkan sumber dan masa hidup partikel di Galaksi bergantung pada energi dan muatan partikel. Membandingkan spektrum energi dan komposisi sinar kosmik yang diukur di dekat Bumi dengan spektrum dan komposisi di sumbernya memungkinkan kita memahami berapa lama partikel bergerak antar bintang. Terdapat lebih banyak inti litium, berilium, dan boron dalam sinar kosmik dekat Bumi daripada di sumbernya - jumlah tambahannya muncul sebagai akibat interaksi inti yang lebih berat dengan gas antarbintang. Dengan mengukur perbedaan ini, kami menghitung jumlahnya X zat yang dilalui sinar kosmik saat mengembara di medium antarbintang. Dalam fisika nuklir, jumlah materi yang ditemui partikel dalam jalurnya diukur dalam g/cm2. Hal ini disebabkan oleh karena untuk menghitung penurunan fluks partikel pada tumbukan dengan inti suatu zat, perlu diketahui banyaknya tumbukan suatu partikel dengan inti yang mempunyai luas (penampang) berbeda yang melintang ke arahnya. dari partikel tersebut. Dengan menyatakan jumlah materi dalam satuan-satuan ini, diperoleh satu skala pengukuran untuk semua inti.

Nilai yang ditemukan secara eksperimental X~ 5–10 g/cm2 memungkinkan Anda memperkirakan masa pakai T sinar kosmik di medium antarbintang: T ≈ X/ρ C, Di mana C- kecepatan partikel kira-kira sama dengan kecepatan cahaya, ρ ~10 –24 g/cm 3 - kepadatan rata-rata medium antarbintang. Oleh karena itu masa hidup sinar kosmik adalah sekitar 10 8 tahun. Waktu ini jauh lebih lama daripada waktu terbang suatu partikel yang bergerak dengan kecepatan tertentu Dengan dalam garis lurus dari sumber ke Bumi (3·10 4 tahun untuk sumber terjauh di sisi Galaksi seberang kita). Artinya partikel tidak bergerak lurus, melainkan mengalami hamburan. Medan magnet galaksi yang kacau dengan induksi B ~ 10 –6 gauss (10 –10 tesla) menggerakkannya mengelilingi lingkaran dengan radius (gyroradius) R = E/3 × 10 4 B, dimana R dalam m, E- energi partikel dalam eV, V - induksi medan magnet dalam gauss. Pada energi partikel sedang E

Kira-kira dalam garis lurus, hanya partikel berenergi yang akan datang dari sumbernya E> 10 19 eV. Oleh karena itu, arah partikel dengan energi kurang dari 10 19 eV yang menghasilkan EAS tidak menunjukkan sumbernya. Di wilayah energi ini, yang tersisa hanyalah mengamati radiasi sekunder yang dihasilkan oleh proton dan inti sinar kosmik di sumbernya sendiri. Di wilayah energi radiasi gamma yang dapat diamati ( E

Gagasan tentang sinar kosmik sebagai fenomena galaksi “lokal” ternyata hanya berlaku untuk partikel berenergi sedang E

Pada tahun 1958, Georgiy Borisovich Christiansen dan German Viktorovich Kulikov menemukan perubahan tajam dalam penampakan spektrum energi sinar kosmik pada energi orde 3·10 15 eV. Pada energi di bawah nilai ini, data eksperimen tentang spektrum partikel biasanya disajikan dalam bentuk “hukum pangkat” sehingga jumlah partikel N dengan energi tertentu E dianggap berbanding terbalik dengan energi partikel pangkat γ: N(E) = A/Eγ (γ adalah indikator spektrum diferensial). Hingga energi 3·10 15 eV, indikatornya = 2,7, tetapi ketika beralih ke energi yang lebih tinggi, spektrum energi mengalami “putusan”: untuk energi E> 3·10 15 eV γ menjadi 3,15. Perubahan spektrum ini wajar jika dikaitkan dengan pendekatan energi partikel yang dipercepat ke nilai maksimum yang mungkin dihitung untuk mekanisme percepatan di Supernova. Penjelasan mengenai putusnya spektrum ini juga didukung oleh komposisi inti partikel primer pada rentang energi 10 15 –10 17 eV. Informasi paling andal tentang hal itu disediakan oleh instalasi EAS yang kompleks - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade". Dengan bantuan mereka, seseorang memperoleh tidak hanya informasi tentang energi inti primer, tetapi juga parameter yang bergantung pada nomor atomnya - “lebar” pancuran, rasio antara jumlah elektron dan muon, antara jumlah yang paling energik. elektron dan jumlah totalnya. Semua data ini menunjukkan bahwa dengan peningkatan energi partikel primer dari batas kiri spektrum sebelum pecah menjadi energi setelah putus, massa rata-ratanya meningkat. Perubahan komposisi massa partikel ini konsisten dengan model percepatan partikel pada Supernova - perubahan ini dibatasi oleh energi maksimum, yang bergantung pada muatan partikel. Untuk proton, energi maksimumnya adalah sekitar 3·10 15 eV dan meningkat sebanding dengan muatan partikel yang dipercepat (inti), sehingga inti besi secara efektif dipercepat hingga ~10 17 eV. Intensitas aliran partikel dengan energi melebihi maksimum berkurang dengan cepat.

Namun registrasi partikel dengan energi yang lebih tinggi (~3·10 18 eV) menunjukkan bahwa spektrum sinar kosmik tidak hanya tidak pecah, namun kembali ke bentuk yang diamati sebelum pecah!

Pengukuran spektrum energi di wilayah energi “sangat tinggi” ( E> 10 18 eV) sangat sulit karena sedikitnya jumlah partikel tersebut. Untuk mengamati peristiwa langka ini, perlu dibuat jaringan pendeteksi aliran partikel EAS dan radiasi Vavilov-Cherenkov serta radiasi ionisasi (fluoresensi atmosfer) yang dihasilkannya di atmosfer pada area seluas ratusan bahkan ribuan. kilometer persegi. Untuk instalasi yang besar dan kompleks, lokasi dipilih dengan aktivitas ekonomi terbatas, namun dengan kemampuan untuk memastikan pengoperasian sejumlah besar detektor yang andal. Instalasi semacam itu pertama-tama dibangun di area seluas puluhan kilometer persegi (Yakutsk, Havera Park, Akeno), kemudian ratusan (AGASA, Fly's Eye, HiRes), dan terakhir, instalasi seluas ribuan kilometer persegi kini sedang dibuat (Pierre Auger Observatory di Argentina, Instalasi teleskopik di Utah, AS).

Apa yang kita ketahui saat ini tentang sinar kosmik berenergi sangat tinggi? Gambar di bawah menunjukkan spektrum energi sinar kosmik dengan energi di atas 10 18 eV, yang diperoleh dengan menggunakan instalasi generasi terbaru (HiRes, Observatorium Pierre Auger) bersama dengan data sinar kosmik berenergi lebih rendah, yang seperti ditunjukkan di atas, milik Galaksi Bima Sakti. Terlihat bahwa pada energi 3·10 18 –3·10 19 eV indeks spektrum energi diferensial menurun hingga nilai 2,7–2,8, persis sama dengan yang diamati pada sinar kosmik galaksi, ketika energi partikel jauh lebih rendah daripada energi partikel. semaksimal mungkin untuk akselerator galaksi. Bukankah ini menunjukkan bahwa pada energi sangat tinggi, aliran utama partikel diciptakan oleh akselerator yang berasal dari luar galaksi dengan energi maksimum yang jauh lebih tinggi daripada akselerator galaksi? Pecahnya spektrum sinar kosmik galaksi menunjukkan bahwa kontribusi sinar kosmik ekstragalaksi berubah tajam ketika terjadi transisi dari wilayah energi sedang 10 14 –10 16 eV, yang kira-kira 30 kali lebih kecil daripada kontribusi energi galaksi (spektrum ditunjukkan oleh garis putus-putus pada gambar), ke wilayah energi ultra-tinggi yang menjadi dominan.

Dalam beberapa dekade terakhir, banyak data astronomi telah dikumpulkan mengenai objek ekstragalaksi yang mampu mempercepat partikel bermuatan hingga energi yang jauh lebih tinggi dari 10 19 eV. Tanda yang jelas bahwa suatu benda berukuran D dapat mempercepat partikel menjadi energi E, adalah adanya medan magnet B di seluruh objek ini sedemikian rupa sehingga gyroradius partikel tersebut lebih kecil D. Kandidat sumber tersebut mencakup galaksi radio (yang memancarkan emisi radio yang kuat); inti galaksi aktif yang mengandung lubang hitam; galaksi yang bertabrakan. Semuanya mengandung pancaran gas (plasma) yang bergerak dengan kecepatan sangat tinggi, mendekati kecepatan cahaya. Jet semacam itu memainkan peran gelombang kejut yang diperlukan untuk pengoperasian akselerator. Untuk memperkirakan kontribusinya terhadap intensitas sinar kosmik yang diamati, perlu memperhitungkan distribusi sumber pada jarak dari Bumi dan hilangnya energi partikel di ruang antargalaksi. Sebelum ditemukannya latar belakang emisi radio kosmik, ruang antargalaksi tampak “kosong” dan transparan tidak hanya terhadap radiasi elektromagnetik, tetapi juga terhadap partikel berenergi sangat tinggi. Kepadatan gas di ruang antargalaksi, menurut data astronomi, sangat kecil (10 –29 g/cm 3) sehingga bahkan pada jarak yang sangat jauh yaitu ratusan miliar tahun cahaya (10 24 m) partikel tidak bertemu dengan inti gas. atom. Namun ternyata Alam Semesta dipenuhi dengan foton berenergi rendah (kira-kira 500 foton/cm 3 dengan energi E f ~10 –3 eV), yang tersisa setelah Big Bang, menjadi jelas bahwa proton dan inti memiliki energi lebih besar E~5·10 19 eV, batas Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), harus berinteraksi dengan foton dan kehilangan b HAI sebagian besar energi Anda. Dengan demikian, sebagian besar Alam Semesta, yang terletak pada jarak lebih dari 10 7 tahun cahaya dari kita, ternyata tidak dapat diakses untuk diamati dalam sinar dengan energi lebih dari 5·10 19 eV. Data eksperimen terbaru tentang spektrum sinar kosmik berenergi sangat tinggi (instalasi HiRes, Observatorium Pierre Auger) mengkonfirmasi adanya batas energi untuk partikel yang diamati dari Bumi.

Menariknya, instalasi AGASA mendapat indikasi adanya arah “kosong” (yang tidak diketahui sumbernya), di mana dua atau bahkan tiga partikel tiba selama pengamatan. Hal ini membangkitkan minat besar di kalangan fisikawan yang terlibat dalam kosmologi - ilmu tentang asal usul dan perkembangan Alam Semesta, yang terkait erat dengan fisika partikel elementer. Ternyata beberapa model struktur mikrokosmos dan perkembangan Alam Semesta (teori Big Bang) memprediksi kelestarian partikel elementer supermasif dengan massa orde 10 23 -10 24 eV di Alam Semesta modern, di antaranya materi seharusnya sudah ada pada tahap awal Big Bang. Distribusinya di alam semesta tidak begitu jelas: mereka bisa saja tersebar secara merata di ruang angkasa, atau “tertarik” ke wilayah yang sangat luas di alam semesta. Ciri utamanya adalah partikel-partikel ini tidak stabil dan dapat meluruh menjadi partikel yang lebih ringan, termasuk proton, foton, dan neutrino yang stabil, yang memperoleh energi kinetik yang sangat besar - lebih dari 10 20 eV. Tempat di mana partikel-partikel tersebut terawetkan (cacat topologi Alam Semesta) mungkin menjadi sumber proton, foton, atau neutrino berenergi sangat tinggi.

Di antara mereka, yang paling menjanjikan adalah inti galaksi aktif (AGN) dengan pancaran gas. Salah satu objek yang paling banyak dipelajari di instalasi HESS adalah galaksi M87 di konstelasi Virgo, pada jarak 50 juta tahun cahaya dari Galaksi kita. Di pusatnya terdapat lubang hitam, yang menyediakan energi untuk proses di dekatnya dan, khususnya, untuk pancaran plasma raksasa milik galaksi ini. Percepatan sinar kosmik di M87 dikonfirmasi langsung oleh pengamatan radiasi gamma, spektrum energi foton dengan energi 1–10 TeV (10 12 –10 13 eV), yang diamati di instalasi HESS. Intensitas sinar gamma yang diamati dari M87 kira-kira 3% dari intensitas Kepiting. Dengan mempertimbangkan perbedaan jarak ke objek-objek ini (5000 kali), ini berarti luminositas M87 melebihi luminositas Kepiting sebanyak 25 juta kali!

Literatur:
1) Dobrotin N.A. Sinar kosmik. - M.: Penerbitan. Akademi Ilmu Pengetahuan Uni Soviet, 1963.
2) Murzin V.S. Pengantar Fisika Sinar Kosmik. - M.: Penerbitan. Universitas Negeri Moskow, 1988.
3) Panasyuk M.I. Orang Asing di Alam Semesta, atau Gema Big Bang. - Fryazino: “Vek2”, 2005.
4) Rossi B. Sinar kosmik. - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Meteor relativistik// Sains di Rusia, 2001, No.4.
6) Khrenov B.A. dan Panasyuk M.I. Pembawa pesan luar angkasa: jauh atau dekat?// Alam, 2006, No.2.
7) Khrenov B.A. dan Klimov P.A. Pembukaan diharapkan// Alam, 2008, No.4.

Portal untuk anak sekolah. Persiapan diri

Sejarah fisika sinar kosmik

Sinar kosmik berenergi sangat tinggi

Deteksi sinar kosmik

Implikasinya terhadap penerbangan luar angkasa

Fenomena visual sinar kosmik (Bahasa inggris)

Radiasi

YouTube ensiklopedis

Subtitle

Informasi dasar

Sejarah fisika sinar kosmik

Sinar kosmik matahari

Sinar kosmik berenergi sangat tinggi

Deteksi sinar kosmik

Implikasinya terhadap penerbangan luar angkasa

ARTIKEL TERKAIT