Spektrum energi diferensial sinar kosmik bersifat hukum daya (pada skala logaritma ganda - garis lurus miring) (energi minimum - zona kuning, modulasi matahari, energi rata-rata - zona biru, GCR, energi maksimum - zona ungu, ekstragalaksi CR)
Sinar kosmik merupakan partikel elementer dan inti atom yang bergerak dengan energi tinggi di luar angkasa.
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, dan.
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 Galaksi
- 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% energi 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 komponen proton-nuklir, hal ini terutama dideteksi oleh fluks sinar gamma yang dihasilkannya, dan komponen elektronik dideteksi oleh radiasi sinkrotron yang dihasilkannya, yang berada dalam jangkauan radio (khususnya, pada 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: (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.
Pada tahun 1932, Anderson menemukan positron dalam sinar kosmik. Pada tahun 1937, Anderson dan Neddermeyer menemukan muon dan menunjukkan jenis peluruhannya. Pada tahun 1947, pi meson ditemukan. Pada tahun 1955, keberadaan K-meson, serta partikel netral berat - hiperon, ditemukan dalam sinar kosmik. “Keanehan” karakteristik kuantum muncul dalam eksperimen dengan sinar kosmik. Eksperimen pada sinar kosmik menimbulkan pertanyaan tentang kekekalan paritas, menemukan proses beberapa generasi partikel dalam interaksi nukleon, dan memungkinkan untuk menentukan nilai penampang efektif untuk interaksi nukleon berenergi tinggi. Munculnya roket luar angkasa dan satelit menyebabkan penemuan-penemuan baru - penemuan Bumi (1958, (S.N. Vernov dan A.E. Chudakov) dan, secara independen pada tahun yang sama, Van Allen), dan memungkinkan terciptanya metode penelitian baru galaksi dan ruang antargalaksi.
Aliran partikel bermuatan energi tinggi di ruang dekat Bumi
Ada beberapa jenis sinar kosmik di ruang dekat Bumi (NES). Yang diam biasanya mencakup sinar kosmik galaksi (GCR), partikel albedo, dan sabuk radiasi. Yang tidak stasioner termasuk sinar kosmik matahari (SCR).
Sinar kosmik galaksi (GCR)
Sinar kosmik galaksi (GCR) terdiri dari inti berbagai unsur kimia dengan energi kinetik E lebih dari beberapa puluh MeV/nukleon, serta elektron dan positron dengan E>10 MeV. Partikel-partikel ini memasuki ruang antarplanet dari medium antarbintang. Sumber sinar kosmik yang paling mungkin adalah suar dan kobaran api yang dihasilkannya. Medan elektromagnetik pulsar mempercepat partikel bermuatan, yang kemudian dihamburkan oleh medan magnet antarbintang. Namun tidak menutup kemungkinan hal tersebut terjadi di wilayah tersebut E<100 МэВ/нуклон частицы образуются за счет ускорения в межпланетной среде частиц и . Дифференциальный энергетический спектр ГКЛ носит степенной характер.
Partikel sekunder di magnetosfer bumi: sabuk radiasi, partikel albedo
Sinar kosmik berenergi sangat tinggi
Energi beberapa partikel melebihi batas GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - batas energi teoretis untuk sinar kosmik sebesar 5·10 19 eV, yang disebabkan oleh interaksinya dengan foton radiasi latar gelombang mikro kosmik. Beberapa lusin partikel tersebut dicatat oleh observatorium AGASA setiap tahunnya. 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 dalam 100 g/cm² pertama untuk menghasilkan kumpulan partikel, terutama pion dan muon, yang kemudian menghasilkan partikel lain, dan seterusnya. Kerucut partikel terbentuk, yang disebut pancuran. Partikel-partikel tersebut bergerak dengan kecepatan melebihi kecepatan cahaya di udara, menghasilkan cahaya Cherenkov, yang terekam. Teknik ini memungkinkan pemantauan wilayah langit seluas ratusan kilometer persegi.
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?
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, mereka belajar untuk mempercepat proton dan elektron 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. 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.
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, 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).
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 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.
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 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.
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 .
Tapi 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:
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.
Sinar kosmik (radiasi) adalah partikel yang mengisi ruang antarbintang dan terus-menerus membombardir Bumi. Mereka ditemukan pada tahun 1912 oleh fisikawan Austria Hess menggunakan ruang ionisasi dalam balon. Energi maksimum sinar kosmik adalah 10 21 eV, yaitu. jauh lebih besar daripada energi yang tersedia pada akselerator modern (10 12 eV). Oleh karena itu, studi tentang sinar kosmik memainkan peran penting tidak hanya dalam fisika kosmik, tetapi juga dalam fisika partikel. Sejumlah partikel elementer pertama kali ditemukan dalam sinar kosmik (positron - Anderson, 1932; muon () - Neddermeyer dan Anderson, 1937; pion () - Powell, 1947). Meskipun sinar kosmik tidak hanya mengandung partikel bermuatan tetapi juga partikel netral (terutama banyak foton dan neutrino), partikel bermuatan biasanya disebut sinar kosmik.
Saat membahas sinar kosmik, perlu diperjelas sinar mana yang dimaksud. Jenis sinar kosmik berikut ini dibedakan:
1. Sinar kosmik galaksi - Partikel kosmik datang ke Bumi dari kedalaman Galaksi kita. Mereka tidak mengandung partikel yang dihasilkan oleh Matahari.
2. Sinar kosmik matahari - partikel kosmik yang dihasilkan oleh Matahari.
Fluks sinar kosmik galaksi yang membombardir bumi kira-kira isotropik dan konstan dalam waktu dan berjumlah 1 partikel/cm 2 detik (sebelum memasuki atmosfer bumi). Kepadatan energi sinar kosmik galaksi adalah 1 eV/cm 3, yang sebanding dengan energi total radiasi elektromagnetik dari bintang, gerakan termal gas antarbintang, dan medan magnet galaksi. Dengan demikian, sinar kosmik merupakan komponen penting dari Galaksi.
Komposisi sinar kosmik galaksi:
Komponen nuklir- 93% proton, 6,5% inti helium,<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).
elektron. Jumlah mereka adalah 1% dari jumlah inti.
Positron. Jumlahnya adalah 10% dari jumlah elektron.
Antihadron kurang dari 1%.
Energi sinar kosmik galaksi mencakup rentang yang sangat luas - setidaknya 15 kali lipat (10 6 -10 21 eV). Fluksnya untuk partikel dengan E>10 9 eV menurun dengan cepat seiring dengan meningkatnya energi. Spektrum energi komponen nuklir, tidak termasuk energi rendah, mengikuti persamaan
n(E) = tidak ada E - , (15.5)
ln o adalah konstanta, dan 2,7 di E<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 eV. Spektrum energi komponen nuklir ditunjukkan pada Gambar 15.6.
Aliran partikel berenergi sangat tinggi sangat kecil. Jadi, rata-rata, tidak lebih dari satu partikel berenergi 10 20 eV yang jatuh di area seluas 10 km 2 per tahun. Sifat spektrum elektron dengan energi >10 9 eV serupa dengan yang ditunjukkan pada Gambar 15.6. Fluks sinar kosmik galaksi tidak berubah setidaknya selama 1 miliar tahun.
Sinar kosmik galaksi jelas berasal dari non-termal. Memang benar, suhu maksimum (10 9 K) dicapai di pusat bintang. Dalam hal ini, energi gerak termal partikel adalah 10 5 eV. Pada saat yang sama, partikel sinar kosmik galaksi yang mencapai sekitar bumi sebagian besar memiliki energi >10 8 ýÂ.
Beras. 15.6. Spektrum energi komponen nuklir ruang angkasa
sinar. Energi diberikan di pusat sistem massa.
Ada alasan kuat untuk meyakini bahwa sinar kosmik dihasilkan terutama oleh ledakan supernova (sumber sinar kosmik lainnya adalah pulsar, galaksi radio, quasar). Di Galaksi kita, ledakan supernova rata-rata terjadi setidaknya sekali setiap 100 tahun. Mudah untuk menghitung bahwa untuk mempertahankan kepadatan energi sinar kosmik yang diamati (1 eV/cm 3), sinar tersebut hanya cukup untuk mentransfer beberapa persen daya ledakan. Proton, inti yang lebih berat, elektron dan positron yang dikeluarkan selama ledakan supernova semakin dipercepat dalam proses astrofisika tertentu (akan dibahas di bawah), memperoleh karakteristik energi yang melekat pada sinar kosmik.
Praktis tidak ada sinar metagalaksi dalam komposisi sinar kosmik, mis. yang memasuki Galaksi kita dari luar. Semua sifat sinar kosmik yang diamati dapat dijelaskan berdasarkan fakta bahwa sinar tersebut terbentuk, terakumulasi, dan tertahan di Galaksi kita untuk waktu yang lama, perlahan-lahan mengalir ke ruang antargalaksi. Jika partikel kosmik bergerak dalam garis lurus, mereka akan meninggalkan Galaksi beberapa ribu tahun setelah asalnya. Kebocoran yang begitu cepat akan menyebabkan kerugian yang tidak dapat diperbaiki dan penurunan tajam intensitas sinar kosmik.
Faktanya, kehadiran medan magnet antarbintang dengan konfigurasi garis medan yang sangat terjerat memaksa partikel bermuatan untuk bergerak sepanjang lintasan yang kompleks (gerakan ini menyerupai difusi molekul), sehingga meningkatkan waktu tinggal partikel-partikel ini di Galaksi hingga ribuan kali lipat. . Usia sebagian besar partikel sinar kosmik diperkirakan mencapai puluhan juta tahun. Partikel kosmik berenergi sangat tinggi dibelokkan secara lemah oleh medan magnet galaksi dan meninggalkan Galaksi dengan relatif cepat. Hal ini mungkin menjelaskan putusnya spektrum sinar kosmik pada energi 310 15 V.
Mari kita membahas secara singkat masalah percepatan sinar kosmik. Partikel sinar kosmik bergerak dalam plasma kosmik yang dijernihkan dan netral secara listrik. Tidak ada medan elektrostatis signifikan yang mampu mempercepat partikel bermuatan karena perbedaan potensial antara berbagai titik lintasan. Tetapi medan listrik tipe induktif dan berdenyut dapat muncul di plasma. Dengan demikian, medan listrik induktif (pusaran) muncul, seperti diketahui, seiring dengan peningkatan kekuatan medan magnet dari waktu ke waktu (yang disebut efek betatron). Akselerasi partikel juga dapat disebabkan oleh interaksinya dengan medan listrik gelombang plasma di daerah turbulensi plasma yang intens. Ada mekanisme percepatan lain yang tidak dapat kita bahas dalam kursus ini. Pemeriksaan yang lebih rinci menunjukkan bahwa mekanisme percepatan yang diusulkan mampu memberikan peningkatan energi partikel bermuatan yang dikeluarkan selama ledakan supernova dari 10 5 menjadi 10 21 V.
Partikel bermuatan yang dipancarkan Matahari - sinar kosmik matahari - merupakan komponen yang sangat penting dalam radiasi kosmik yang membombardir Bumi. Partikel-partikel ini dipercepat menjadi energi tinggi di atmosfer atas Matahari selama jilatan api matahari. Semburan api matahari mempunyai siklus waktu tertentu. Yang paling kuat berulang dengan jangka waktu 11 tahun, yang kurang kuat dengan jangka waktu 27 hari. Lidah api matahari yang dahsyat dapat meningkatkan aliran sinar kosmik yang jatuh ke Bumi dari Matahari sebanyak 10 6 kali lipat dibandingkan dengan galaksi.
Dibandingkan dengan sinar kosmik galaksi, sinar kosmik matahari mengandung lebih banyak proton (hingga 98-99% dari seluruh inti) dan, karenanya, lebih sedikit inti helium (1,5%). Mereka praktis tidak memiliki inti lainnya. Kandungan inti Z2 pada sinar kosmik matahari mencerminkan komposisi atmosfer matahari. Energi partikel sinar kosmik matahari bervariasi pada kisaran 10 5 -10 11 eV. Spektrum energinya berbentuk fungsi daya (15,5), di mana - berkurang dari 7 menjadi 2 seiring dengan penurunan energi.
Semua ciri-ciri sinar kosmik di atas mengacu pada partikel kosmik sebelum memasuki atmosfer bumi, yaitu. untuk apa yang disebut radiasi kosmik primer. Sebagai hasil interaksi dengan inti atmosfer (terutama oksigen dan nitrogen), partikel sinar kosmik primer berenergi tinggi (terutama proton) menciptakan sejumlah besar partikel sekunder - hadron (pion, proton, neutron, antinukleon, dll. ), lepton (muon, elektron, positron, neutrino) dan foton. Proses kaskade multi-tahap yang kompleks berkembang. Energi kinetik partikel sekunder dihabiskan terutama untuk ionisasi atmosfer.
Ketebalan atmosfer bumi sekitar 1000 g/cm2. Pada saat yang sama, kisaran proton berenergi tinggi di udara adalah 70-80 g/cm 2 , dan kisaran inti helium adalah 20-30 g/cm 2 . Dengan demikian, proton berenergi tinggi dapat mengalami hingga 15 kali tumbukan dengan inti atmosfer dan kemungkinan proton primer mencapai permukaan laut sangat kecil. Tabrakan pertama biasanya terjadi pada ketinggian 20 km.
Lepton dan foton muncul sebagai akibat peluruhan lemah dan elektromagnetik dari hadron sekunder (terutama pion) dan produksi pasangan e - e + - oleh -quanta di bidang inti Coulomb:
ÿäðî + ÿäðî + e - +e + .
Jadi, alih-alih satu partikel primer, sejumlah besar partikel sekunder muncul, yang terbagi menjadi komponen hadronik, muonik, dan elektron-foton. Peningkatan jumlah partikel seperti longsoran salju dapat menyebabkan fakta bahwa pada kaskade maksimum, jumlahnya dapat mencapai 10 6 -10 9 (dengan energi proton primer >10 14 eV). Air terjun seperti itu mencakup area yang luas (beberapa kilometer persegi) dan disebut pancuran atmosfer yang luas(Gbr. 15.7).
Setelah mencapai dimensi maksimumnya, kaskade meluruh terutama karena hilangnya energi akibat ionisasi atmosfer. Muon relativistiklah yang mencapai permukaan bumi. Komponen elektron-foton diserap lebih kuat dan komponen hadronik dari kaskade hampir “padam” seluruhnya. Secara umum, fluks partikel sinar kosmik di permukaan laut kira-kira 100 kali lebih kecil dibandingkan fluks sinar kosmik primer yang berjumlah sekitar 0,01 partikel/cm 2 ñåê.
K.l. menyerupai gas relativistik yang sangat dijernihkan, partikel-partikelnya praktis tidak berinteraksi satu sama lain, tetapi jarang mengalami tabrakan dengan materi lingkungan antarbintang dan antarplanet serta pengaruh kosmik. mag. bidang. Sebagai bagian dari K.l. proton mendominasi; ada juga elektron, inti helium dan unsur yang lebih berat (hingga inti unsur dengan 30). Elektron ke K. l. ratusan kali lebih kecil dari proton (dalam rentang energi yang sama). Partikel K.l. mempunyai kinetika yang besar. energi (hingga eV). Meskipun fluks total K. l. dekat Bumi berukuran kecil [hanya 1 partikel/(cm 2 s)], kepadatan energinya (kira-kira 1 eV/cm 3) sebanding (di dalam Galaksi kita) dengan kepadatan energi total medan magnet listrik. radiasi dari bintang, energi gerak termal gas antarbintang dan kinetik. energi pergerakan turbulennya, serta kepadatan energi medan magnet Galaksi. Oleh karena itu K.l. harus memainkan peran besar dalam proses yang terjadi di ruang antarbintang.
Dr. fitur penting dari K. l. - asal energinya yang non-termal. Memang, bahkan pada suhu ~10 9 K, yang tampaknya mendekati suhu maksimum untuk interior bintang, energi rata-rata gerak termal partikel adalah eV. Dasar Jumlah partikel sinar kosmik yang sama yang diamati di dekat Bumi memiliki energi 10 8 eV dan lebih tinggi. Artinya K.l. memperoleh energi dalam astrofisika tertentu. proses el.-magn. dan sifat plasma.
Kajian K.l. memberikan informasi berharga tentang elektromagnetik bidang di berbagai wilayah luar angkasa. Informasi “direkam” dan “ditransfer” oleh partikel kosmik. dalam perjalanan mereka ke Bumi, diuraikan selama penelitian - perubahan spatiotemporal dalam aliran kosmik l. di bawah pengaruh el.-magn dinamis. dan proses plasma di ruang antarbintang dan dekat Bumi.
Di sisi lain, sebagai sumber alami partikel berenergi tinggi, K. l. memainkan peran yang tak tergantikan dalam mempelajari struktur materi dan interaksi antar partikel elementer. Energi partikel individu kosmik l. begitu besar sehingga mereka akan tertinggal dalam persaingan untuk waktu yang lama dibandingkan dengan partikel yang dipercepat (hingga energi ~10 12 eV) oleh akselerator laboratorium paling kuat.
2. Metode mempelajari sinar kosmik
Menyerang atmosfer bumi, sinar kosmik primer. menghancurkan inti unsur paling umum di atmosfer - nitrogen dan oksigen - dan menimbulkan proses kaskade (Gbr. 1), yang melibatkan semua partikel unsur yang diketahui saat ini. Merupakan kebiasaan untuk mengkarakterisasi jalur yang dilalui oleh partikel kosmik. di atmosfer sebelum tumbukan, jumlah zat dalam gram yang terkandung dalam kolom dengan luas penampang 1 cm 2, yaitu. nyatakan kisaran partikel dalam g/cm 2 zat atmosfer. Artinya setelah melewati atmosfer X(dalam g/cm2) dalam berkas proton dengan intensitas awal SAYA 0 jumlah proton yang tidak mengalami tumbukan akan sama dengan , dimana - rata-rata. jalur partikel. Untuk proton, yang membentuk sebagian besar sinar kosmik primer, di udara jumlahnya kira-kira 70 g/cm 2 ; untuk inti helium 25 g/cm 2, untuk inti yang lebih berat bahkan lebih sedikit lagi. Proton mengalami tumbukan pertamanya (70 g/cm2) dengan partikel atmosfer pada ketinggian rata-rata 20 km. Ketebalan atmosfer di permukaan laut setara dengan 1030 g/cm2, yaitu. setara dengan sekitar 15 rentang inti proton. Oleh karena itu, kemungkinan mencapai permukaan bumi tanpa mengalami tumbukan dapat diabaikan untuk sebuah partikel primer. Oleh karena itu, di permukaan bumi K. l. hanya terdeteksi oleh efek ionisasi lemah yang diciptakan oleh partikel sekunder.Pada awal abad ke-20. dalam percobaan dengan elektroskop dan ionisasi. Kamera mendeteksi sisa ionisasi gas secara konstan yang disebabkan oleh radiasi yang sangat menembus. Berbeda dengan radiasi dari zat radioaktif lingkungan, penetrasi radiasi tidak dapat dihentikan bahkan oleh lapisan timah yang tebal. Sifat luar bumi dari radiasi penetrasi yang terdeteksi diketahui pada tahun 1912-14. Austria fisikawan W. Hess, Jerman. ilmuwan W. Kolhurster dan fisikawan lain yang bangkit dari ionisasi. kamera balon. Misalnya, ditemukan bahwa seiring bertambahnya jarak dari permukaan bumi, ionisasi yang disebabkan oleh sinar kosmik. pada ketinggian 4800 m - empat kali, pada ketinggian 8400 m - 10 kali. Asal usul luar bumi dari K. l. akhirnya dibuktikan oleh R. Milliken (USA) yang dilakukan pada tahun 1923-26. serangkaian percobaan untuk mempelajari penyerapan K. l. atmosfer (dialah yang menciptakan istilah “Kl.”).
Alam K.l. hingga tahun 40an. tetap tidak jelas. Pada masa ini, bidang nuklir—ilmu yang mempelajari interaksi sinar kosmik—berkembang secara intensif. dengan materi, pembentukan partikel sekunder dan penyerapannya di atmosfer. Studi-studi ini, yang dilakukan dengan menggunakan teleskop penghitung, ruang awan, dan emulsi fotografi nuklir (diangkat dengan balon suara ke stratosfer), khususnya mengarah pada penemuan partikel elementer baru - positron (1932), muon (1937), pi -meson (1947).
Sistematis penelitian tentang pengaruh geomagnetik medan pada intensitas dan arah datangnya sinar kosmik primer. menunjukkan bahwa sebagian besar partikel K. l. memiliki hal yang positif mengenakan biaya. Hal ini terkait dengan asimetri sinar kosmik timur-barat: akibat pembelokan partikel bermuatan dalam medan magnet. Di medan bumi, lebih banyak partikel yang datang dari barat dibandingkan dari timur.
Penggunaan emulsi fotografi memungkinkan pada tahun 1948 untuk menetapkan komposisi inti sinar kosmik primer: jejak inti unsur berat, termasuk besi, ditemukan (elektron primer dalam sinar kosmik pertama kali dicatat dalam pengukuran stratosfer hanya pada tahun 1961). Sejak akhir tahun 40an. Permasalahan asal usul dan variasi sementara kosmos perlahan-lahan mengemuka. (aspek kosmofisik).
Fisika Nuklir. penelitian K.l. dilakukan terutama dengan menggunakan instalasi pengukuran area luas yang dirancang untuk mencatat apa yang disebut. hujan atmosfer yang luas dari partikel-partikel sekunder, yang terbentuk selama invasi satu partikel primer dengan energi eV. Dasar tujuan pengamatan tersebut adalah untuk mempelajari ciri-ciri aksi dasar interaksi nuklir pada energi tinggi. Selain itu, mereka juga memberikan informasi tentang energi. spektrum K.l. di eV, yang sangat penting untuk mencari sumber dan mekanisme percepatan sinar kosmik.
Pengamatan oleh K.l. dalam kosmofisika aspek dilakukan dengan metode yang sangat beragam - tergantung pada energi partikel. Variasi K.l. eV dipelajari menggunakan data dari jaringan pemantau neutron di seluruh dunia (komponen neutron dari sinar kosmik), teleskop penghitung (komponen muon dari sinar kosmik), dan detektor lainnya. Namun, instalasi di darat tidak sensitif terhadap partikel MeV karena penyerapan atmosfer. Oleh karena itu, instrumen untuk merekam partikel tersebut dinaikkan dengan balon suara ke stratosfer hingga ketinggian 30-35 km.
Pengukuran fluks kosmik ekstra-atmosfer. 1-500 MeV dilakukan dengan menggunakan geofisika. roket, satelit dan pesawat ruang angkasa lainnya. Pengamatan langsung terhadap K. l. di ruang antarplanet sejauh ini hanya dilakukan di dekat bidang ekliptika hingga jarak ~10 AU. e.dari Matahari.
Metode isotop kosmogenik memberikan sejumlah hasil yang berharga. Mereka terbentuk selama interaksi K. l. dengan meteorit dan luar angkasa debu, dengan permukaan Bulan dan planet lain, dengan atmosfer atau substansi bumi. Isotop kosmogenik membawa informasi tentang variasi sinar kosmik. di masa lalu dan sekitar. Berdasarkan kandungan radiokarbon 14 C pada lingkaran pohon, misalnya saja dimungkinkan untuk mempelajari variasi intensitas radiasi kosmik. selama beberapa waktu seribu tahun terakhir. Dengan menggunakan isotop berumur panjang lainnya (10 Be, 26 Al, 53 Mn, dll.) yang terkandung dalam meteorit, tanah bulan, dan sedimen laut dalam, kita dapat merekonstruksi gambaran perubahan intensitas sinar kosmik. selama jutaan tahun.
Dengan berkembangnya teknologi luar angkasa. teknologi dan radio-kimia. metode analisis memungkinkan untuk mempelajari karakteristik K. l. sepanjang jalur (jejak) yang diciptakan oleh inti sinar kosmik. di meteorit, materi bulan, khususnya. sampel target dipamerkan di satelit dan dikembalikan ke Bumi, di helm astronot yang bekerja di luar angkasa, dll. Metode tidak langsung untuk mempelajari K.l juga digunakan. oleh efek ionisasi yang ditimbulkannya di bagian bawah ionosfer, terutama di garis lintang kutub. Dampak-dampak ini sangat signifikan. arr. ketika sinar kosmik matahari menyerbu atmosfer bumi.
3. Sinar kosmik dekat Bumi
Meja 1. Kelimpahan relatif inti atom pada sinar kosmik, Matahari, dan bintang (rata-rata)
| Elemen | Surya K.l. | Matahari (fotosfer) | Bintang | Galaksi K.l. |
| 1 jam | 4600* | 1445 | 925 | 685 |
| 2 Dia (-partikel) | 70* | 91 | 150 | 48 |
| 3Li | ? | 0,3 | ||
| 4 Menjadi- 5B | 0,02 | 0,8 | ||
| 6C | 0,54* | 0,6 | 0,26 | 1,8 |
| 7 N | 0,20 | 0,1 | 0,20 | 0,8 |
| 8 HAI** | 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 |
| 26Fe | 0,15* | 0,05 | 0,06 | 0,14 |
* Data observasi untuk interval = 1-20 MeV/nukleon, sisa angka di kolom ini terutama berhubungan dengan >40 MeV/nukleon. Keakuratan sebagian besar nilai dalam tabel secara keseluruhan adalah 10 hingga 50%. ** Kelimpahan inti oksigen dianggap sebagai satu kesatuan.
Karakteristik terpenting dari K. l. yavl. komposisinya (distribusi massa dan muatan), energi. spektrum (distribusi berdasarkan energi) dan derajat anisotropi (distribusi berdasarkan arah kedatangan). Kandungan relatif inti di ruang angkasa l. diberikan pada Tabel 1. Dari meja 1 jelas bahwa dalam komposisi K. l. galaksi asal usul inti yang jauh lebih ringan ( Z= 3-5) dibandingkan di solar K. l. dan rata-rata di bintang-bintang Galaksi. Selain itu, mereka mengandung racun yang jauh lebih berat (20) dibandingkan dengan jumlah yang melimpah di alam. Kedua perbedaan ini sangat penting untuk memperjelas pertanyaan tentang asal usul K. l.
Jumlah relatif partikel dengan massa berbeda dalam liter kosmik. diberikan dalam tabel. 2.
Meja 2. Komposisi dan beberapa ciri sinar kosmik dengan energi 2,5 GeV/nukleon
Dapat dilihat bahwa proton mendominasi aliran partikel kosmik primer, terhitung lebih dari 90% dari seluruh partikel. Sehubungan dengan proton, partikel membentuk 7%, elektron ~ 1% dan inti berat - kurang dari 1%. Angka-angka ini mengacu pada partikel dengan energi 2,5 GeV/nukleon yang diukur di dekat Bumi pada aktivitas matahari minimum, ketika energi tersebut diamati. spektrumnya dapat dianggap mendekati spektrum sinar kosmik yang tidak termodulasi. di ruang antarbintang.
Energi integral spektrum K.l. align="absmiddle" width="145" height="22"> [partikel/(cm 2 s)] mencerminkan ketergantungan jumlah partikel SAYA dengan energi yang lebih tinggi ( SAYA 0 adalah konstanta normalisasi, +1 adalah indikator spektrum, tanda minus menunjukkan bahwa spektrum tersebut bersifat menurun, yaitu. dengan meningkatnya intensitas K. l. berkurang). Seringkali mereka juga menggunakan representasi diferensial dari spektrum [partikel/(cm 2 s MeV)], yang mencerminkan ketergantungan pada jumlah partikel per satuan interval energi (1 MeV).
Spektrum diferensial, dibandingkan dengan spektrum integral, memungkinkan kita mengidentifikasi rincian energi yang lebih halus. distribusi K.l. Hal ini dapat dilihat dari Gambar. 2, yang menunjukkan spektrum diferensial sinar kosmik yang diamati di dekat Bumi dalam kisaran sekitar 10 6 hingga eV. Partikel K.l. dengan energi yang jatuh dalam interval ini dipengaruhi oleh aktivitas matahari, oleh karena itu studi tentang energi. spektrum K.l. dalam kisaran 10 6 -10 11 eV sangat penting untuk memahami penetrasi sinar kosmik. dari ruang antarbintang hingga antarplanet, interaksi sinar kosmik. dengan magnet antarplanet. lapangan (IMF) dan untuk interpretasi hubungan matahari-terestrial.Sebelum dimulainya pengamatan sinar kosmik ekstra-atmosfer dan ekstra-magnetosfer. pertanyaan tentang bentuk spektrum diferensial di wilayah eV tampak cukup jelas: spektrum dekat Bumi memiliki maksimum mendekati 400 MeV/nukleon; spektrum yang tidak termodulasi di ruang antarbintang harus mempunyai bentuk hukum pangkat; Seharusnya tidak ada galaksi di ruang antarplanet. K.l. energi rendah. Pengukuran langsung K. l. dalam kisaran 10 6 hingga 10 8 eV menunjukkan, bertentangan dengan ekspektasi, bahwa, mulai dari kira-kira = 30 MeV (dan di bawahnya), intensitas sinar kosmik. tumbuh lagi, yaitu penurunan karakteristik dalam spektrum ditemukan. Kegagalan tersebut mungkin disebabkan oleh peningkatan modulasi K. l. di wilayah eV, di mana hamburan partikel pada ketidakhomogenan IMF adalah yang paling efektif.
Telah ditetapkan bahwa pada eV spektrum K. l. tidak lagi terkena modulasi, dan kemiringannya sesuai dengan nilai 2,7 hingga eV. Pada titik ini spektrum mengalami jeda (indikator meningkat menjadi = 3,2-3,3). Ada indikasi bahwa pada saat yang sama dalam komposisi K. l. proporsi inti berat meningkat. Namun data komposisi K. l. di wilayah energi ini masih sangat langka. Pada align="absmiddle" width="118" height="17"> eV, spektrum akan berakhir secara tiba-tiba karena lepasnya partikel ke ruang antargalaksi. ruang dan interaksi dengan foton. Aliran partikel di wilayah energi ultra-tinggi sangat kecil: rata-rata, tidak lebih dari satu partikel eV yang jatuh di area seluas 10 km 2 per tahun.Untuk K.l. eV dicirikan oleh isotropi tinggi: dengan akurasi 0,1%, intensitas partikel ke segala arah adalah sama. Pada energi yang lebih tinggi, anisotropi meningkat dan pada kisaran eV mencapai beberapa. puluhan% (Gbr. 3). Anisotropi ~0,1% dengan waktu sidereal maksimum mendekati pukul 19:00 sesuai dengan arah pergerakan sinar kosmik yang dominan. sepanjang garis medan magnet. bidang galaksi lengan spiral tempat Matahari berada. Dengan meningkatnya energi partikel, waktu maksimum bergeser menjadi 13 jam waktu sidereal, yang sesuai dengan adanya aliran penyimpangan sinar kosmik. dengan eV dari Galaksi melintasi garis medan magnet.
4. Asal usul sinar kosmik
Karena tingginya isotropi kosmik l. Pengamatan di dekat Bumi tidak memungkinkan kita menentukan di mana mereka terbentuk dan bagaimana distribusinya di Alam Semesta. Pertanyaan-pertanyaan ini dijawab oleh astronomi radio sehubungan dengan penemuan eksplorasi ruang angkasa. dalam rentang frekuensi radio Hz. Radiasi ini diciptakan oleh elektron berenergi sangat tinggi saat bergerak melalui magnet. Bidang galaksi.
Frekuensi dimana intensitas emisi radio maksimum berhubungan dengan kekuatan medan magnet. bidang N dan energi elektron dengan perbandingan (Hz), dimana adalah sudut pitch elektron (sudut antara vektor kecepatan elektron dan vektor N). Mag. bidang Galaksi, diukur beberapa kali. metode, memiliki nilai E. Rata-rata, pada E dan =0,5, eV, yaitu. elektron pemancar radio harus memiliki energi yang sama dengan energi utama. massa sinar kosmik yang diamati di dekat Bumi. Elektron-elektron ini, yang merupakan salah satu komponen sinar kosmik, menempati wilayah luas yang mencakup seluruh galaksi dan disebut galaksi. lingkaran cahaya. Dalam magnet antarbintang Di medan, elektron bergerak seperti partikel bermuatan energi tinggi lainnya - proton dan inti yang lebih berat. Satu-satunya perbedaan adalah, karena massanya yang rendah, elektron, tidak seperti partikel yang lebih berat, memancarkan gelombang radio secara intens dan dengan demikian mendeteksi dirinya sendiri di bagian jauh Galaksi, menjadi indikator sinar kosmik. sama sekali.
Selain galaksi umum Sumber emisi radio sinkrotron yang terpisah ditemukan: cangkang, inti galaksi, . Wajar jika kita mengharapkan semua objek ini bersumber dari sinar kosmik.
Sampai awal tahun 70an. abad ke-20 banyak peneliti percaya bahwa K. l. dengan align="absmiddle" width="89" height="17"> eV sebagian besar bersifat metagalaksi. asal. Pada saat yang sama, tidak adanya galaksi yang diketahui juga diindikasikan. sumber partikel hingga 10 21 eV dan kesulitan yang terkait dengan masalah penahanannya di Galaksi. Sehubungan dengan penemuan pulsar (1967), sejumlah kemungkinan mekanisme percepatan inti yang sangat berat menjadi energi sangat tinggi telah dipertimbangkan. Di sisi lain, data yang diperoleh menunjukkan bahwa elektron yang diamati di dekat Bumi terbentuk dan terakumulasi di Galaksi. Tidak ada alasan untuk berpikir bahwa proton dan inti yang lebih berat berperilaku berbeda dalam hal ini. Dengan demikian, teori galaksi dapat dibenarkan. asal usul K.l.Konfirmasi tidak langsung terhadap teori ini diperoleh dari data sebaran sumber kosmik di seluruh bola langit. radiasi gamma. Radiasi ini muncul karena peluruhan meson, yang terbentuk selama tumbukan sinar kosmik. dengan partikel gas antarbintang, serta akibat radiasi bremsstrahlung dari elektron relativistik selama tumbukannya dengan partikel gas antarbintang. Sinar gamma tidak terpengaruh oleh magnet. ladang, sehingga arah datangnya langsung menunjuk ke sumbernya. Berbeda dengan distribusi sinar kosmik yang hampir isotropik yang diamati di Tata Surya, distribusi radiasi gamma di langit ternyata sangat tidak merata dan mirip dengan distribusi supernova di seluruh galaksi. garis bujur (Gbr. 4). Kesesuaian yang baik antara data eksperimen dan perkiraan distribusi radiasi gamma di seluruh bola langit menjadi bukti kuat bahwa hal tersebut adalah hal yang utama Sumber sinar kosmik adalah supernova.
Teori asal usul K. l. tidak hanya mengandalkan hipotesis galaksi sifat sumber K. l., tetapi juga pada gagasan bahwa K. l. tertahan di Galaksi untuk waktu yang lama, perlahan mengalir ke antargalaksi. ruang angkasa. Bergerak lurus, K. l. akan meninggalkan Galaxy beberapa kali kemudian. seribu tahun setelah momen generasi. Pada skala Galaxy, waktu ini sangat singkat sehingga mustahil untuk mengkompensasi kerugian dengan kebocoran yang begitu cepat. Namun di medan magnet antarbintang. bidang dengan garis-garis pergerakan gaya yang sangat terjerat kosmik l. memiliki sifat yang kompleks, mengingatkan pada difusi molekul dalam gas. Akibatnya waktu kebocoran K. l. dari Galaksi ternyata ribuan kali lebih besar dibandingkan saat gerak lurus. Hal di atas menyangkut hal yang mendasar bagian partikel K. l. (dengan eV). Partikel dengan energi lebih tinggi, yang jumlahnya sangat kecil, dibelokkan dengan lemah oleh galaksi. mag. lapangan dan meninggalkan Galaxy dengan relatif cepat. Hal ini rupanya terkait dengan putusnya spektrum radiasi. di eV.
Perkiraan waktu kebocoran CO l yang paling dapat diandalkan. dari Galaksi diperoleh dari data komposisinya. Di K.l. inti ringan (Li, Be, B) terdapat dalam jumlah yang sangat besar (dibandingkan dengan rata-rata kelimpahan unsur). Mereka terbentuk dari inti sinar kosmik yang lebih berat. ketika yang terakhir bertabrakan dengan inti atom gas antarbintang (terutama hidrogen). Agar inti cahaya hadir dalam jumlah yang diamati, K. l. Selama pergerakannya di Galaksi, mereka harus melewati ketebalan materi antarbintang kira-kira. 3 gram/cm. Menurut data sebaran gas antarbintang dan sisa-sisa ledakan supernova, usia sinar kosmik. tidak melebihi 30 juta tahun.
Mendukung supernova sebagai yang utama sumber sinar kosmik, selain data astronomi radio, sinar-X, dan sinar gamma, juga menunjukkan perkiraan pelepasan energi selama flare. Ledakan supernova disertai dengan pelepasan gas dalam jumlah besar, membentuk cangkang (nebula) yang besar, bercahaya terang, dan mengembang di sekitar bintang yang meledak. Seluruh energi ledakan dihabiskan untuk radiasi dan energi kinetik. energi pemuaian gas dapat mencapai 10 51 -10 52 erg. Di Galaksi kita, menurut data terbaru, supernova meletus rata-rata setidaknya setiap 100 tahun sekali. Jika kita menetapkan energi suar sebesar 10 51 erg pada periode waktu ini, maka lih. Kekuatan flashnya kira-kira. erg/s. Di sisi lain, untuk tetap modern kepadatan energi K.l. OKE. 1 eV/cm kekuatan sumber K.l. pada hari Rabu. seumur hidup K. l. di Galaksi, tahun setidaknya harus 10 40 erg/s. Oleh karena itu, untuk menjaga kepadatan energi kosmik l. di modern levelnya cukup bagi mereka untuk menerima hanya sedikit. % kekuatan ledakan supernova. Namun, astronomi radio hanya dapat mendeteksi elektron pemancar radio secara langsung. Oleh karena itu, belum dapat dinyatakan secara pasti (walaupun hal ini tampak wajar, terutama mengingat pencapaian astronomi sinar gamma) bahwa selama ledakan supernova, sejumlah proton dan inti yang lebih berat juga dihasilkan dalam jumlah yang cukup. Dalam hal ini, pencarian kemungkinan sumber K. l lainnya tidak kehilangan arti pentingnya. Yang sangat menarik dalam hal ini adalah pulsar (yang tampaknya memungkinkan percepatan partikel hingga energi sangat tinggi) dan wilayah galaksi. inti (di mana proses ledakan dengan kekuatan yang jauh lebih besar daripada ledakan supernova mungkin terjadi). Namun, kekuatan pembangkitan sinar kosmik adalah galaksi inti tampaknya tidak melebihi kekuatan total yang dihasilkannya selama ledakan supernova. Selain itu, sebagian besar sinar kosmik yang terbentuk di inti akan meninggalkan piringan galaksi sebelum mencapai sekitar Matahari. Dengan demikian, kita dapat berasumsi bahwa ledakan supernova adalah sebuah fenomena. yang utama, meski bukan satu-satunya sumber K. l.
5. Mekanisme percepatan sinar kosmik
Pertanyaan tentang kemungkinan mekanisme untuk mempercepat partikel hingga energi ~10 21 eV secara rinci masih jauh dari penyelesaian. solusi. Namun secara umum sifat dari proses percepatan tersebut sudah jelas. Dalam gas biasa (tidak terionisasi), redistribusi energi antar partikel terjadi karena tumbukan satu sama lain. Di ruang angkasa yang dijernihkan Dalam plasma, tumbukan antar partikel bermuatan memainkan peran yang sangat kecil, dan perubahan energi (percepatan atau perlambatan) suatu partikel disebabkan oleh interaksinya dengan magnet listrik. bidang yang timbul dari pergerakan semua partikel plasma yang mengelilinginya.
Dalam kondisi normal, jumlah partikel dengan energi melebihi av. energi gerak termal partikel plasma dapat diabaikan. Oleh karena itu, percepatan partikel harus dimulai secara praktis dari energi panas. Di ruang hampa plasma (netral secara elektrik) tidak dapat menimbulkan elektrostatis yang signifikan. bidang, yang dapat mempercepat partikel bermuatan karena perbedaan potensial antara titik-titik medan. Namun, listrik dapat terjadi di dalam plasma. bidang yang bersifat berdenyut atau induktif. Pulsa listrik medan muncul, misalnya, ketika lapisan arus netral putus di area kontak magnet. bidang polaritas yang berlawanan (lihat). listrik induksi medan muncul seiring dengan meningkatnya intensitas magnet. bidang seiring waktu (efek betatron). Selain medan berdenyut, percepatan tahap awal dapat disebabkan oleh interaksi partikel yang dipercepat dengan medan listrik gelombang plasma di daerah dengan gerakan turbulen plasma yang intens.
Di ruang angkasa, ternyata terdapat hierarki mekanisme percepatan, yang bekerja dalam kombinasi berbeda atau urutan berbeda tergantung pada kondisi spesifik di bidang percepatan. Akselerasi dengan listrik berdenyut turbulensi lapangan atau plasma berkontribusi terhadap percepatan selanjutnya melalui mekanisme induksi (betatron) atau mekanisme Fermi.
Ciri-ciri tertentu dari proses percepatan partikel di ruang angkasa dikaitkan dengan perilaku plasma dalam medan magnet. bidang. Kosmik mag. bidang ada di ruang bervolume besar. Partikel dengan muatan Ze dan impuls P bergerak secara magnetis bidang H sepanjang jalur melengkung dengan radius kelengkungan sesaat
,
Di mana R = cp/Ze- mag. kekakuan partikel (diukur dalam volt), - sudut pitch partikel. Jika medan berubah sedikit pada jarak yang sebanding dengan nilai , maka lintasan partikel berbentuk garis heliks yang berkelok-kelok mengelilingi garis medan magnet. bidang. Dalam hal ini, garis-garis medan seolah-olah melekat pada plasma (dibekukan menjadi plasma) - perpindahan bagian mana pun dari plasma menyebabkan perpindahan dan deformasi garis-garis medan magnet yang sesuai. bidang, dan sebaliknya. Jika gerakan yang cukup kuat terjadi di dalam plasma (situasi ini muncul, misalnya, sebagai akibat dari ledakan supernova), maka ada banyak bagian plasma yang bergerak secara acak. Untuk lebih jelasnya, akan lebih mudah untuk menganggapnya sebagai awan plasma terpisah yang bergerak relatif satu sama lain dengan kecepatan tinggi. Dasar massa partikel plasma tertahan di awan dan bergerak bersamanya. Namun, sejumlah kecil partikel berenergi tinggi, yang jari-jari kelengkungannya dalam mag. Bidang plasma sebanding dengan ukuran awan atau melebihinya; ketika memasuki awan, ia tidak tinggal di dalamnya. Partikel-partikel ini hanya dibelokkan secara magnetis. bidang awan, seolah-olah sebuah partikel bertabrakan dengan awan secara keseluruhan dan partikel-partikel tersebut tersebar di atasnya (Gbr. 5). Dalam kondisi seperti itu, partikel tersebut secara efektif bertukar energi dengan seluruh awan sekaligus. Tapi kinetik. energi awan sangat tinggi dan, pada prinsipnya, energinya semakin cepat partikel dapat tumbuh tanpa batas hingga partikel tersebut meninggalkan wilayah tersebut dengan pergerakan plasma yang intens. Inilah inti dari statistik. mekanisme percepatan dikemukakan oleh E. Fermi pada tahun 1949. Partikel dipercepat dengan cara yang sama ketika mereka berinteraksi dengan gelombang kejut yang kuat (misalnya, di ruang antarplanet), khususnya ketika dua gelombang kejut saling mendekat, membentuk magnet reflektif. "cermin" (atau "dinding") untuk partikel yang dipercepat.
Ketika dipercepat oleh gelombang plasma, partikel dengan hanya beberapa energi dapat dipercepat. kali lebih panas. Jumlah partikel tersebut tidak terlalu kecil, namun kondisi percepatan akan sangat bergantung pada jenis partikel, yang akan menyebabkan perubahan besar pada komposisinya dibandingkan dengan komposisi plasma awal. Namun, spektrum proton yang dipercepat dalam hal ini juga dapat ~ exp -(R/R 0).
Mekanisme betatron yang didasarkan pada kekekalan adiabatik. invarian gerak partikel = konstanta, memberikan spektrum hukum pangkat dan tidak selektif terhadap jenis partikel, tetapi efektivitasnya sebanding dengan medan magnet. kekakuan partikel ( dR/dt ~ R), yaitu Untuk aksinya, diperlukan percepatan awal (injeksi).
Mekanisme percepatan Fermi memberikan energi hukum pangkat. spektrumnya, namun selektif terhadap jenis partikelnya. Akselerasi oleh gelombang kejut di luar angkasa. plasma juga mengarah pada energi hukum pangkat. spektrum, dan secara teoritis. perhitungan memberikan indeks =2,5, yang cukup sesuai dengan bentuk spektrum sinar kosmik yang diamati. Dengan demikian, teori percepatan, sayangnya, memungkinkan adanya pendekatan ambigu terhadap interpretasi spektrum partikel yang dipercepat yang diamati (khususnya, sinar kosmik matahari).
Proses akselerasi dengan cara berdenyut listrik medan dekat garis nol magnet. bidang diamati selama jilatan api matahari, ketika terjadi beberapa kali. partikel min muncul, dipercepat hingga energi beberapa. GeV. Dekat pulsar, di cangkang supernova di Galaksi, serta di ekstragalaksi. objek - galaksi radio dan quasar - proses ini juga dapat memainkan peran utama. mekanisme akselerasi atau setidaknya peran injektor. Dalam kasus terakhir, partikel yang disuntikkan dipercepat hingga maksimal. diamati di K.l. energi sebagai akibat interaksi dengan gelombang dan ketidakhomogenan magnet. bidang dalam plasma turbulen.
Pengamatan pada berbagai skala (Galaksi, Matahari, magnetosfer Bumi, dll) menunjukkan bahwa percepatan partikel terjadi di ruang angkasa. plasma dimanapun terdapat gerakan tidak homogen dan medan magnet yang cukup kuat. bidang. Namun, dalam jumlah besar dan energi yang sangat tinggi, partikel hanya dapat dipercepat jika gaya kinetik yang sangat besar diberikan pada plasma. energi. Inilah yang sebenarnya terjadi di lingkungan kosmik yang begitu megah. proses seperti ledakan supernova, aktivitas galaksi radio, dan quasar.
Seiring dengan besarnya peran K. l. dalam astrofisika proses, perlu diperhatikan pentingnya mempelajari masa lalu Bumi (perubahan iklim, evolusi biosfer, dll.) dan untuk memecahkan beberapa masalah praktis. tugas-tugas modern (memastikan keselamatan radiasi kosmonot, menilai kemungkinan kontribusi radiasi kosmik terhadap efek meteorologi, dll.).
menyala.:
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Asal usul sinar kosmik, M., 1963; Miroshnichenko L.I., Sinar kosmik di ruang antarplanet, M., 1973; Dorman L.I., Landasan eksperimental dan teoritis astrofisika sinar kosmik, M., 1975; Toptygin I, N., Sinar kosmik di medan magnet antarplanet, M., 1983.
(L.I. Miroshnichenko)
Sinar kosmik (CR) biasanya dipahami sebagai aliran partikel relativistik bermuatan, mulai dari inti proton dan helium dan berakhir dengan inti unsur yang lebih berat hingga uranium, dihasilkan dan dipercepat hingga energi tinggi dan sangat tinggi (hingga 10 20 eV) di luar energi. Bumi. Dalam hal ini, fluks partikel dengan energi hingga 10 9 eV didominasi oleh kontribusi Matahari, dan partikel dengan energi lebih tinggi berasal dari galaksi (dan, mungkin, pada energi tertinggi, ekstragalaksi).
Secara alami, proton dan inti tidak menghabiskan seluruh jenis radiasi yang datang ke bumi dari luar angkasa. Namun, permasalahan terkait studi komponen lain penyusun radiasi kosmik: elektron, positron, antiproton, neutrino, kuanta gamma, serta berbagai radiasi elektromagnetik, tidak dibahas di sini.
Komposisi sinar kosmik galaksi (GCR) didominasi oleh proton, dengan inti sisanya berjumlah kurang dari 10%. Proton tetap menjadi komponen dominan, setidaknya hingga energi ~1 TeV, meskipun fraksi inti meningkat seiring dengan peningkatan energi partikel. Gambar 1 membandingkan kelimpahan relatif inti atom di CR dengan kelimpahan unsur di tata surya (Simpson, 1997). Secara umum, kesamaan diamati, dengan dua pengecualian: golongan Li, Be, B dan unsur-unsur dari Cl hingga Mn.
Beras. 1 Representasi elemen. Titik gelap adalah sinar kosmik, titik terang adalah Tata Surya.
Seperti dapat dilihat dari gambar, kandungan inti cahaya di GCR (dengan muatan Z dari 3 hingga 5) beberapa kali lipat lebih tinggi daripada kandungannya di bintang. Selain itu, GCR dicirikan oleh keberadaan inti berat (Z>20) yang jauh lebih besar dibandingkan dengan kelimpahan alaminya. Representasi unsur-unsur ini yang sangat tinggi dikaitkan dengan kontribusi tambahan dari pemisahan unsur-unsur yang lebih berat di medium antarbintang. Kedua faktor ini sangat penting untuk memperjelas pertanyaan tentang asal usul GCR.
Matahari juga merupakan sumber CR, dan fluks sinar kosmik matahari (SCR), terutama selama jilatan api matahari, dapat mencapai nilai yang sangat tinggi, namun nilai karakteristik energinya biasanya tidak melebihi 109 eV, sedangkan GCR didistribusikan pada rentang energi yang sangat luas dari 109 hingga 1020 eV. Oleh karena itu, pembagian sinar kosmik menjadi sinar kosmik galaksi dan matahari mencerminkan esensi materi, karena karakteristik dan sumber sinar kosmik dan sinar kosmik sama sekali berbeda. Pada energi di bawah 10 GeV/nukleon, intensitas GCR yang diukur di dekat Bumi bergantung pada tingkat aktivitas matahari (lebih tepatnya, pada perubahan medan magnet selama siklus matahari). 
Di wilayah energi yang lebih tinggi, intensitas GCR konstan terhadap waktu. Menurut konsep yang ada, GCR sendiri berakhir pada wilayah energi antara 10 17 dan 10 18 eV. Oleh karena itu, pada energi di atas 10 18 eV, lebih tepat menggunakan sebutan CR saja, karena asal mula sinar kosmik berenergi sangat tinggi kemungkinan besar tidak ada hubungannya dengan Galaksi. Spektrum energi CR diferensial yang diamati (Cronin, 1999) ditunjukkan pada Gambar 2. Spektrumnya dijelaskan oleh hukum pangkat pada rentang energi yang sangat luas dari 10 11 hingga 10 20 eV dengan sedikit perubahan kemiringan sekitar 3 · 10 15 eV (tekuk, kadang disebut lutut) dan sekitar 10 19 eV (pergelangan kaki). Fluks CR terintegrasi di atas pergelangan kaki kira-kira 1 partikel per km 2 per tahun.
Gambar.2 Spektrum energi sinar kosmik.
Sifat hukum pangkat dari spektrum energi CR menunjukkan asal usul energinya yang non-termal, dan hal ini, pada gilirannya, memberlakukan persyaratan tertentu pada sumber CR, yang harus memastikan pembentukan spektrum energi hukum pangkat. Energi maksimum partikel CR yang tercatat dari pengamatan hujan udara ekstensif adalah 3,10 20 eV, dan terdapat lebih dari 10 kejadian yang energinya >10 20 eV. Energi seperti itu hampir tidak dapat disediakan oleh sumber-sumber yang terletak di Galaksi kita. Pada saat yang sama, interaksi sinar kosmik berenergi sangat tinggi dengan radiasi latar gelombang mikro kosmik dengan suhu 2,75ºK membatasi kisaran jarak di mana partikel dengan energi tersebut dapat mencapai wilayah superkluster galaksi lokal, dan dalam Memang, seperti halnya di Galaksi kita, juga tidak ada benda yang mampu memberikan percepatan dengan energi setinggi itu. Masalah ini menarik perhatian para peneliti, dan untuk mengatasinya, instalasi dengan area sensitif yang besar dibuat, karena intensitas partikel berenergi sangat tinggi sangat rendah (lihat Gambar 2).
Kerapatan energi yang dibawa oleh sinar kosmik adalah ~1 eV/cm3; kontribusi terbesar terhadap nilai ini, karena penurunan spektrum yang tajam, dihasilkan oleh partikel-partikel dengan energi yang relatif rendah. Sementara itu, penting bahwa nilai kerapatan energi GCR ternyata sebanding dengan kerapatan energi gerak termal gas antarbintang dan gerakan turbulennya, dengan kerapatan radiasi elektromagnetik total bintang-bintang di Galaksi kita dan dengan kepadatan energi yang terkandung dalam medan magnet Galaksi. Artinya peran GCR dalam keseimbangan energi proses yang terjadi di Alam Semesta cukup besar, dan keadaan ini patut diperhitungkan dalam teori asal usul sinar kosmik (Astrofisika CR, 1990).
Aliran GCR dicirikan oleh tingkat isotropi yang tinggi. Nilai koefisien anisotropi hingga 10 14 eV tidak melebihi 0,1%; dengan peningkatan energi lebih lanjut, koefisien anisotropi CR meningkat dan mencapai beberapa puluh persen pada energi >10 19 eV; namun, signifikansi statistik dari hasil eksperimen berada pada wilayah energi sangat tinggi dan sangat tinggi (10 15 –10 20 eV), biasanya kecil.
Teori asal usul GCR, yang bisa dikatakan lengkap, saat ini belum ada, terutama jika kita mengingat asal usul GCR berenergi sangat tinggi (>10 15 eV), meskipun selama 10-15 tahun terakhir telah ada telah ada pemahaman tentang sifat umum dari proses-proses di mana sinar kosmik muncul dan dipercepat, dan kemajuan signifikan telah dicapai. Teori lengkap tentang asal usul GCR harus menjelaskan karakteristik utama GCR: bentuk hukum pangkat spektrum energi, nilai kepadatan energi, komposisi massa (kimia) CR primer, termasuk data fluks antiproton , elektron, positron, sinar gamma, keteguhan praktis intensitas GCR dari waktu ke waktu dan sangat lemahnya anisotropinya. Pada akhir tahun 1950-an, pertimbangan energi (Ginzburg dan Syrovatsky 1963) mengarah pada kesimpulan bahwa sumber GCR (setidaknya sebagian besar massanya) harus dianggap sebagai ledakan supernova di Galaksi kita. Teori kuantitatif yang mengubah energi ledakan supernova menjadi spektrum energi sinar kosmik dengan mempercepat partikel bermuatan oleh gelombang kejut dalam cangkang supernova yang mengembang mulai berkembang pada akhir tahun 1970-an (Krymsky, 1977) dan kini telah diterima secara umum, meskipun teori tersebut belum menerima konfirmasi eksperimental akhir. Teori ini memungkinkan untuk menggambarkan pembentukan spektrum hukum daya GCR hingga energi ~10 15 .Z eV, di mana Z adalah muatan ion yang dipercepat, dan bahkan hingga ~10 17 .Z eV (Ptuskin dan Zirakashvili, 2005) dengan mempertimbangkan turbulensi magnetohidrodinamik besar yang timbul akibat ketidakstabilan fluks CR pada tahap awal evolusi supernova, namun upaya tambahan diperlukan untuk memahami bagaimana partikel dipercepat hingga energi 10 20 eV.
Spektrum energi GCR dan komposisi massanya, yang diamati di dekat Bumi, terbentuk sebagai hasil transformasi selama perjalanan dari sumber yang didistribusikan terutama di bagian tengah piringan galaksi ke tata surya yang terletak di pinggiran Galaksi. Karena terdapat medan magnet reguler dan acak di Galaksi, dengan kekuatan karakteristik ~3,10 -6 G, partikel GCR merambat sepanjang lintasan yang sangat rumit, dan pergerakannya dapat digambarkan dengan perkiraan yang baik sebagai difusi. Argumen utama yang mendukung adanya difusi dikaitkan dengan isotropi fluks GCR yang hampir lengkap dan adanya inti cahaya (Li, Be, B) dalam fluks GCR dalam jumlah ratusan ribu kali lebih besar daripada kelimpahannya di galaksi. Masa hidup GCR, yaitu lamanya mereka tetap berada di Galaksi, adalah ~3,10 7 tahun, yaitu 4 lipat lebih besar dari waktu yang diperlukan untuk melintasi Galaksi ketika bergerak dalam garis lurus. Selama waktu ini, kisaran inti unsur medium (C, N, O) akan mencapai 5–10 g/cm 2 dalam gas antarbintang, yang cukup untuk pembentukan inti ringan. Masa pakai GCR dan jumlah materi yang dilewatinya menurun seiring dengan meningkatnya energi partikel; Partikel berenergi sangat tinggi praktis tidak lagi mengalami difusi.
Spektrum energi dan komposisi massa GCR dapat diukur baik secara langsung, yaitu sebagai hasil registrasi langsung partikel GCR dalam percobaan yang dilakukan pada balon dan satelit, atau menggunakan metode tidak langsung berdasarkan studi karakteristik pancuran udara ekstensif (EAS) terjadi sebagai akibat dari perkembangan proses kaskade di atmosfer. Keuntungan metode EAS adalah bahwa beberapa komponen pancuran dapat dideteksi pada jarak yang sangat jauh dari lintasan partikel utama yang menghasilkan EAS (hingga puluhan kilometer bila merekam fluoresensi yang dihasilkan oleh partikel pancuran bermuatan di atmosfer), yang menghasilkan peningkatan besar dalam area deteksi efektif acara tersebut. Hal ini memungkinkan untuk mengatasi keterbatasan statistik yang tak terhindarkan yang melekat dalam eksperimen langsung dan yang tidak memungkinkannya digunakan untuk mempelajari GCR di atas ambang batas energi tertentu, yang bergantung pada faktor geometri detektor. Saat ini, rekor nilai energi yang dicapai dalam percobaan pada satelit seri Proton (1968) adalah ~2,10 15 eV. Untuk sebagian besar eksperimen langsung, ambang batas ini masih jauh lebih rendah, sehingga batas antara eksperimen langsung dan tidak langsung terletak di antara energi 10 14 –10 15 eV. Namun, keuntungan menggunakan metode tidak langsung adalah kebutuhan untuk menentukan energi dan nomor massa partikel primer berdasarkan hasil pengembangan kaskade di atmosfer, yang dikaitkan dengan ketidakpastian yang signifikan meskipun diketahui. tepatnya bagaimana tindakan dasar interaksi terjadi. Sementara itu, informasi kami mengenai interaksi inti hadron terbatas pada energi 2,10 15 eV (energi setara Tevatron dalam sistem laboratorium). Pada saat yang sama, harus ditekankan bahwa ketidakpastian yang sama akan melekat dalam eksperimen yang dilakukan menggunakan kalorimeter ionisasi pada satelit dan balon jika eksperimen ini ditujukan pada wilayah energi yang tidak memiliki data eksperimen tentang interaksi hadron-nukleon.
2. METODE PELAJARI SINAR KOSMIK
Karena luasnya spektrum CR dalam hal energi dan sifatnya yang menurun tajam, maka perlu menggunakan berbagai metode pengukuran.
2.1 Metode langsung
Studi eksperimental GCR menggunakan metode langsung menunjukkan kemungkinan pengukuran langsung muatan dan energi partikel primer. Seperti telah disebutkan dalam Pendahuluan, batas atas kisaran energi yang saat ini dapat digunakan metode langsung adalah sekitar 10 15 eV. Batasan ini ditentukan berdasarkan persyaratan alami untuk mencapai akurasi statistik minimum yang dapat diterima dalam waktu percobaan yang wajar. Meskipun nilai ini jauh lebih kecil dari batas atas spektrum CL (~ 10 20 eV), namun dalam kasus ini, rentang energi yang diteliti dengan metode langsung meluas hingga 5 kali lipat, yang mengarah ke perlu menggunakan berbagai metode untuk mengukur muatan dan energi (atau momentum) partikel primer.
Seperti diketahui, medan magnet bumi dapat berfungsi sebagai penganalisis kekakuan magnet partikel, yang pada masa lalu memungkinkan diperolehnya informasi pertama mengenai spektrum energi GCR di wilayah tersebut hingga kurang lebih 10 GeV. Kisaran dari 10 GeV hingga 10 15 eV dipelajari menggunakan emulsi fotografi, kalorimeter ionisasi, spektrometer magnetik, ruang emulsi sinar-X dan beberapa instrumen lain yang dipasang pada satelit atau diangkat pada silinder.
Kalorimeter ionisasi adalah blok material yang cukup tebal yang dilapisi dengan detektor ionisasi, yang memungkinkan, dengan menggunakan pembacaan detektor, untuk menentukan ionisasi total yang dihasilkan oleh kaskade yang dihasilkan oleh partikel primer, dan kemudian menemukan energi primer menggunakan salah satu pemodelan. proses kaskade atau kalibrasi kalorimeter ionisasi pada akselerator. Idealnya, kalorimeter ionisasi harus menyerap seluruh aliran yang dihasilkan oleh partikel primer dalam zat. Namun, ketika kalorimeter ionisasi ditempatkan pada satelit atau balon, persyaratan tersebut tidak dapat dipenuhi, sehingga kalorimeter hanya dapat mengukur sebagian energi partikel primer secara langsung, sehingga kesalahan dalam pengukuran energi meningkat seiring dengan meningkatnya energi partikel. Kalorimeter ionisasi dapat ada dalam versi fotoemulsi, dan juga dapat berupa kombinasi lapisan film emulsi sinar-X, yang digunakan sebagai detektor ionisasi, diukur dengan kerapatan optik dari penghitaman film, dengan lapisan penyerap; Dimungkinkan juga untuk menggunakan detektor ionisasi semikonduktor. Jika ketebalan kalorimeter kecil, sehingga hanya terdapat 1-2 lapisan detektor ionisasi, maka kalorimeter tersebut berubah menjadi instalasi dorong (dorongan adalah semburan ionisasi pada detektor pada saat lewatnya longsoran salju. partikel bermuatan). Tidak seperti kalorimeter, instalasi pendorong memungkinkan seseorang mengukur hanya jumlah partikel bermuatan pada kaskade maksimum, dan bukan ionisasi total yang dihasilkan oleh kaskade.
Untuk mengukur muatan partikel primer, biasanya digunakan detektor khusus. Detektor ini memanfaatkan fakta bahwa baik rugi-rugi ionisasi maupun rugi-rugi akibat radiasi Cherenkov sebanding dengan Z 2 - kuadrat muatan partikel primer. Hal ini memungkinkan pemisahan berdasarkan Z baik berdasarkan besarnya kehilangan ionisasi partikel, atau berdasarkan fluks radiasi Cherenkov yang diciptakan oleh partikel tersebut (penghitung Cherenkov).
Penelitian di luar angkasa dimulai pada tahun 1960-an oleh Grigorov dan rekan-rekannya dalam percobaan pada satelit seri Proton (Bugakov et al., 1970). Dalam percobaan ini, muatan dan arah gerak partikel ditentukan menggunakan penghitung Cherenkov dengan radiator kaca plexiglass, dan kalorimeter ionisasi digunakan untuk menentukan energi (Gbr. 3), yang mengandung 140 g/cm 2 Pb dan 855 g/cm 2 Fe sebagai penyerap antara 16 lapisan ruang ionisasi (sampai hari ini kalorimeter ini tetap menjadi rekor berat dan luminositas).
Beras. 3 Diagram skema spektrometer IK-15 untuk mempelajari partikel sinar kosmik berenergi tinggi; M – target grafit dan polietilen yang dapat diganti, penghitung ChS – Cherenkov, TM – target grafit tipis, DN – detektor muatan dan arah partikel, IR – ruang ionisasi, PS – penghitung proporsional.
Dalam percobaan pada satelit seri Proton, spektrum energi semua partikel pada energi 10 11 –10 15 eV dan spektrum proton dan partikel α diukur secara terpisah.
Perkembangan teknologi yang berkelanjutan pada tahun-tahun berikutnya mengarah pada penerapan tiga eksperimen besar di luar angkasa: HEAO-3, SOKOL dan CRN, di mana spektrum diukur hingga energi ~1 TeV/nukleon untuk unsur hingga besi. Eksperimen balon dimulai pada tahun 1970-an untuk mengukur spektrum berbagai unsur pada energi di atas 100 GeV/nukleon.
Karena pengembangan metode ruang emulsi, penerbangan jarak jauh yang memberikan paparan lebih besar menjadi mungkin. Serangkaian percobaan dilakukan: MUBEE, JACEE, RUNJOB. Ruang emulsi khas yang digunakan untuk pengukuran langsung sinar kosmik dan interaksinya di bagian atas atmosfer oleh kolaborasi JACEE (Asakimori, 1998) ditunjukkan pada Gambar. 4. 
> Kamera ini dirancang untuk mengukur komposisi primer saat terkena atmosfer di atas 99,5%. Bagian atas ruangan terdiri dari lapisan emulsi sensitif yang dipisahkan oleh lapisan plastik. Muatan inti primer yang datang diukur sebelum interaksinya dengan derajat penggelapan lintasan dalam emulsi. Bagian tengah kamera dirancang untuk melacak trek dengan kemungkinan interaksi minimal. Hal ini memungkinkan jalur untuk menyimpang cukup sehingga kaskade yang dihasilkan oleh interaksi di bagian kalorimetri ruangan dapat diukur secara individual.
Beras. 4 – Ruang emulsi dalam percobaan JACEE.
Elemen penting dari kalorimeter adalah film sinar-X dan pelat timah. Kaskade elektromagnetik, dihasilkan baik secara langsung oleh elektron atau foton, atau foton dari peluruhan π 0 -meson, berkembang pesat dalam timbal, dan energinya dapat ditentukan dengan menjumlahkan pengukuran kehitaman pada lapisan film sinar-X di sepanjang setiap kaskade. Karakteristik sejumlah eksperimen ruang angkasa dan balon, serta data eksperimen yang direncanakan di masa depan, dirangkum dalam Tabel 1 (Wefel, 2003).
Tabel 1 Eksperimen mempelajari spektrum dan komposisi kimia sinar kosmik galaksi
| Eksperimen, Bertahun-tahun | Inti | Metodologi | Kisaran energi, eV | Geom. faktor,/m 2 .sr. | Faktor paparan /m 2 rata-rata hari |
| Pesawat luar angkasa | |||||
| Proton 1-4 1965-1968 | Semua inti H, Dia | kalorimeter | 10 11 - 10 15 | 0.05 - 10 | 5 - 2000 |
| HEAO-3 1979-1980 | 16≤Z≤28 | ionisasi/Cherenkov | 3.10 10 - 10 13 | 1.2 | 370 |
| HEAO-3 1979-1980 | 4≤Z≤28 | Cherenkovsky detektor | 3.10 10 - 2.10 12 | 0.14 | 33 |
| CRN Spacelab2 1985 | 5≤Z≤26 | Detektor radiasi transisi | 7.10 11 - 3.10 13 | 0.1- 0.5 0.5 -0.9 | 0.3 -3 |
| FALCON (Ruang) 1984-1986 | 1≤Z≤26 | kalorimeter | 2.10 12 - 10 14 | 0.026 | 0.4 |
| balon | |||||
| Ryan dkk 1969-1970 | 1≤Z≤26 | kalorimeter | 5.10 10 - 2.10 12 | 0.036 | 0.01 |
| JACEE | 1≤Z≤26 | ruang emulsi | 10 12 - 5.10 14 | 2-5 | 107(H,Dia) 65(Z>2) |
| MUBEE 1975-1987 | 1≤Z≤26 | emulsi kamera | 10 13 - 3.10 14 | 0.6 | 22 |
| JALANKAN 1995-1999 | 1≤Z≤26 | emulsi kamera |
10 13 - 5.10 14 | 1.6 | 43 |
| Antartika ATIK 2000-2001 | 1≤Z≤28 | kalorimeter | 10 10 - 10 14 | 0.23 | 3.5 |
| Antartika ATIK 2002-2003 | 1≤Z≤28 | kalorimeter | 10 10 - 10 14 | 0.23 | 6.9 |
| PENGUSUT 2004-2005 | 1≤Z≤28 | detektor radiasi transisi | 10 11 - 3.10 14 | 5 | 70 |
| KRIM 2004-2005 | 1≤Z≤28 | detektor sementara radiasi/kalorimeter | 10 12 - 5.10 14 | 1.4 -0.35 | 35 - 140 |
| Eksperimen baru | |||||
| Pesawat luar angkasa | |||||
| MENGAKSES | detektor radiasi transisi | 10 13 - 5.10 15 | 7 - 12 | 7000 - 12000 | |
| (CSTRD) | kalorimeter | 10 12 - 10 15 | 0,9 | 900 | |
| PROTON-S | kalorimeter | 10 12 - 3.10 16 | 18 | 18000 | |
| INCA | neutron kalorimeter | 10 14 - 10 16 | 48 | 48000 | |
| AMS | superkonduktor | 10 10 - 10 13 | 50 | 50000 | |
Pada Gambar. Gambar 5 menunjukkan diagram skema instrumen percobaan AMS (Casaus et al, 2003).
Beras. 5 Diagram skema perangkat AMS.
Ketika mempertimbangkan hasil pengukuran spektrum dan komposisi GCR menggunakan metode langsung (lihat nanti dalam teks), keterbatasan statistik data terlihat jelas, sehingga perbaikan situasi eksperimental secara kualitatif dan kuantitatif diperlukan. Mempertimbangkan sifat penurunan spektrum energi GCR, yang menyebabkan penurunan tajam intensitas fluks GCR dengan peningkatan energi partikel yang terdeteksi, maka diperlukan detektor dengan luas 1 m 2 di perbatasan. atmosfer akan mencatat sekitar 100 peristiwa per tahun dengan energi > 10 15 eV. Hal ini mengarah pada kesimpulan bahwa energi sebesar ≈ 10 15 eV memisahkan wilayah energi di mana metode langsung dapat digunakan dari wilayah energi ultra-tinggi, yang saat ini hanya metode tidak langsung yang dapat digunakan.
2.2 Metode tidak langsung
Kemampuan memperoleh informasi tentang GCR berenergi ultra tinggi disebabkan oleh keberadaan atmosfer bumi, di mana partikel primer mengembangkan kaskade elektromagnetik-hadronik yang terdiri dari sejumlah besar partikel sekunder dan disebut pancuran udara ekstensif (EAS). . Nama ini disebabkan oleh fakta bahwa partikel sekunder yang muncul sebagai akibat interaksi dan peluruhan dapat dideteksi pada jarak yang cukup jauh dari sumbu EAS - garis lurus yang bertepatan dengan arah gerak partikel primer. Tergantung pada energi primernya, deteksi EAS dapat terjadi pada jarak ratusan bahkan ribuan meter dari sumbunya, sehingga luas efektifnya bisa mencapai puluhan kilometer persegi. Semua ini memungkinkan untuk mempelajari EAS menggunakan sistem detektor terisolasi yang ditempatkan sedemikian rupa untuk mencakup area seluas mungkin (Christiansen et al. 1975).
Untuk menerapkan metode EAS, diperlukan detektor area luas yang dirancang untuk paparan jangka panjang, hal ini disebabkan oleh kecilnya fluks partikel dengan energi tersebut. Cara yang paling umum adalah dengan membangun instalasi di permukaan bumi yang dapat mencakup area berukuran kilometer persegi dan beroperasi selama bertahun-tahun.
Metode EAS masih menjadi metode yang paling ampuh untuk memperoleh informasi tentang PCR dengan energi di atas 10 15 eV. Metode inilah, hingga energi tertinggi yang diamati ~ 3,10 20 eV, telah menyediakan sebagian besar data tentang karakteristik utama PCR: spektrum energi, komposisi massa, dan anisotropi (Kalmykov dan Khristiansen, 1995).
Secara historis, metode pertama yang digunakan untuk mempelajari EAS adalah metode mendeteksi EAS dengan merekam aliran partikel bermuatan, dan karena relatif sederhana, metode ini masih tersebar luas hingga saat ini. Sifat-sifat EAS dan masalah metodologis dijelaskan secara rinci dalam tinjauan Greisen (1958), yang masih belum kehilangan signifikansinya hingga hari ini. 
Dasar dari EAS adalah kaskade hadron di atmosfer, yang berkembang dari partikel primer - proton atau inti (Gbr. 6), berinteraksi pada batas atmosfer.
Beras. 6– Diagram pengembangan EAS (Haungs, 2003).
Ketika kaskade berkembang, komponen EAS lainnya terbentuk - komponen elektron-foton, komponen muon, serta radiasi optik yang dihasilkan dari lewatnya partikel bermuatan melalui atmosfer (Cherenkov dan fluoresen). Partikel EAS bermuatan yang paling banyak adalah elektron, yang biasanya mencakup positron. Jumlah muon kira-kira 10% dari jumlah elektron (dengan jumlah elektron Ne ≈10 5 –10 6). Jumlah sinar gamma kira-kira dua kali lipat jumlah elektron, dan hadron membentuk ~1% dari jumlah total partikel di EAS.
Perkembangan hujan di atmosfer terjadi sedemikian rupa sehingga jumlah partikel dalam EAS pertama-tama meningkat, kemudian mencapai maksimum, dan kemudian menurun seiring dengan semakin banyaknya energi partikel yang turun di bawah ambang batas untuk pembentukan partikel lebih lanjut. Partikel EAS membentuk piringan tipis partikel relativistik. Hadron berenergi tinggi yang membentuk batang EAS memberi makan bagian elektromagnetik dari pancuran, terutama dengan foton dari peluruhan pion netral. Nukleon dan hadron berenergi tinggi lainnya berkontribusi pada kaskade hadron. Pion dan kaon bermuatan peluruhan energi lebih rendah, berkontribusi pada komponen muon. (Hubungan antara peluruhan dan interaksi bergantung pada energi dan kedalaman atmosfer.)
Dengan setiap interaksi hadronik, sedikit lebih dari sepertiga energi ditransfer ke komponen elektromagnetik. Karena sebagian besar hadron berinteraksi berulang kali, sebagian besar energi primer secara bertahap diubah menjadi komponen elektromagnetik. Radiasi Bremsstrahlung foton oleh elektron dan positron, serta pembentukan pasangan elektron-positron oleh foton menyebabkan penggandaan partikel secara cepat dalam kaskade elektromagnetik, sehingga jumlah elektron dan positron dalam pancuran meningkat. Setelah hujan melewati batas maksimumnya, jumlah elektron dan positron mulai berkurang, karena akibat fragmentasi energi antar partikel, energi karakteristiknya menjadi di bawah kritis (Ec ~ 80 MeV), setelah itu elektron dan positron dengan cepat kehilangan energi yang tersisa. energi menjadi ionisasi. Oleh karena itu, sebagian besar energi pancuran akhirnya hilang karena hilangnya ionisasi elektron dan positron. Kecuali sebagian kecil F(E0) energi yang dibawa oleh muon dan neutrino, energi primer E0 ditentukan oleh total panjang lintasan semua elektron di atmosfer (integral panjang lintasan):
Dimana N(x) adalah jumlah partikel bermuatan di pancuran pada kedalaman x (diukur sepanjang sumbu pancuran) dan α adalah energi yang hilang per satuan panjang lintasan di atmosfer. 
Contoh pengaturan untuk mempelajari EAS ditunjukkan pada Gambar. 7.
Seiring dengan deteksi EAS melalui fluks partikel bermuatan, metode untuk mendeteksi EAS juga tersebar luas, berdasarkan registrasi radiasi optik yang menyertai radiasi EAS - Cherenkov dan cahaya ionisasi atau fluoresensi.
Beras. 7- Pemasangan KASCADE (Klages dkk, 1997).
Penting bahwa fluks cahaya Cherenkov dan fluoresensi ditentukan terutama oleh karakteristik kaskade elektron-foton, yang dapat dihitung dengan akurasi yang lebih baik daripada karakteristik kaskade hadron, dan oleh karena itu fluks radiasi dan fluoresensi Cherenkov kurang menjadi subjeknya. untuk memodelkan ketergantungan. Ini merupakan keuntungan penting, meskipun penerapan metode ini mengharuskan instalasi untuk beroperasi hanya pada malam cerah tanpa bulan, sehingga mengurangi waktu percobaan sebenarnya menjadi 5-10% dari waktu astronomi. Detektor fluoresensi adalah bagian penting dari instalasi Pierre Auger dan, dengan energi primer ~10 20 eV, memungkinkan untuk mendeteksi lewatnya EAS pada jarak hingga 40 km dari detektor. Proyek sedang dikembangkan untuk merekam fluoresensi yang diciptakan oleh EAS di atmosfer menggunakan instalasi berbasis ruang angkasa.
Data menarik, penting untuk menentukan komposisi massa GCR, disediakan dengan mempelajari komponen hadronik EAS. Namun, fluks hadron secara signifikan lebih rendah daripada fluks komponen elektron dan muon, dan peralatan yang diperlukan untuk mendeteksi hadron cukup rumit (kalorimeter ionisasi) dan mahal, sehingga komponen hadron jarang dipelajari dalam instalasi modern untuk mendeteksi EAS.
Tampaknya menjanjikan untuk menggunakan ruang emulsi sinar-X dengan luas hingga ~1000 m 2 sebagai bagian dari instalasi EAS (Gbr. 8), seperti dalam percobaan Pamir (Baiburina et al., 1984), untuk mengukur energi tinggi bagian tengah EAS, sehingga memungkinkan untuk mendaftarkan partikel TeV dengan resolusi spasial 300 µm. 
Beras. 8 Skema penggunaan ruang emulsi sinar-X (Kempa, 1997).
Untuk memperoleh informasi tentang sinar kosmik primer dari data EAS, diperlukan pendekatan terpadu untuk memastikan bahwa sebanyak mungkin karakteristik ditemukan di setiap pancuran. Pendaftaran komponen muon secara simultan bersama dengan komponen elektron memungkinkan untuk mengekstrak informasi tentang komposisi massa radiasi primer. Untuk tujuan yang sama, seseorang dapat menggunakan informasi tentang perkembangan longitudinal kaskade elektron-foton di atmosfer, serta fungsi distribusi spasial komponen-komponen tertentu.
Penggunaan EAS untuk menentukan spektrum energi dan komposisi massa GCR pasti terkait dengan kebutuhan untuk merekonstruksi parameter partikel primer (energi, nomor massa, dan arah datangnya) dari respons detektor yang disertakan dalam instalasi. . Rekonstruksi seperti itu tidak mungkin dilakukan kecuali seseorang memiliki model fenomena ini, berdasarkan ekstrapolasi data akselerator mengenai karakteristik interaksi hadronik ke wilayah energi ultra-tinggi, di mana data tersebut tidak ada. Secara formal, data akselerator kini berakhir pada energi laboratorium setara sebesar 1,8.10 15 eV, namun sejumlah karakteristik penting interaksi inti hadron dan, khususnya, interaksi inti hadron hanya diketahui hingga energi ~1 TeV. Karena model interaksi hadron yang saat ini digunakan bersifat fenomenologis, maka sebenarnya, keandalan prediksinya tidak dapat dijamin di luar wilayah energi di mana parameter model ditentukan. Keadaan ini harus selalu diingat ketika menafsirkan data eksperimen yang diperoleh dengan mempelajari EAS.
3. SINAR KOSMIK DEKAT BUMI
3.1 Area efek modulasi
Partikel berenergi paling rendah tidak dapat diamati secara langsung di dekat Bumi karena angin matahari mencegah partikel-partikel ini memasuki Heliosfer kita. Modulasi heliosfer ini berkurang seiring dengan meningkatnya energi dan mengarah pada siklus matahari dengan variasi intensitas CR pada energi rendah. Perubahan nyata terjadi pada intensitas dan spektrum GCR yang memasuki Heliosfer. Perubahan ini terutama terkait dengan interaksi fluks sinar kosmik dengan angin matahari dan medan magnet yang membeku dalam angin ini. Akibatnya, spektrum energi sinar kosmik galaksi yang diukur di dekat Bumi sangat berbeda dengan spektrum GCR di medium antarbintang. Gambar 9 menunjukkan hasil pengukuran spektrum sinar kosmik galaksi selama periode waktu yang sesuai dengan fase aktivitas matahari yang berbeda (Heber, 2001). 
Beras. 9 Spektrum energi berbagai unsur diukur di dekat Bumi pada tahun aktivitas matahari minimum (kurva atas) dan pada tahun maksimum (kurva bawah).
Terlihat bahwa pada energi di atas 10 GeV/nukleon, intensitas GCR pada berbagai fase aktivitas matahari sedikit berbeda. Pada saat yang sama, pada energi ~10 MeV, intensitas spektrum dapat berbeda berdasarkan urutan besarnya.
Ketika mempertimbangkan berbagai fenomena di heliosfer selama beberapa dekade, faktor penentunya adalah siklus proses matahari 11 tahun dan 22 tahun, yang dicirikan oleh sejumlah pola yang jelas mengenai tingkat aktivitas matahari, lokasi daerah aktif di heliosfer. fotosfer, serta medan magnet formasi aktif. Batas wilayah modulasi terletak pada jarak ~100 AU.
Gambar 10 menunjukkan modulasi intensitas CR dalam siklus matahari 11 tahun (Bazilevskaya et al., 2005). Intensitas GCR berubah antifase seiring dengan banyaknya bintik matahari. Namun, proses modulasi matahari ternyata cukup kompleks dan tidak dapat direduksi hanya menjadi antikorelasi dengan jumlah bintik matahari.
Landasan teori transpor GCR di heliosfer adalah persamaan transpor Parker (Parker, 1965):
Dimana adalah fungsi distribusi sinar kosmik, R adalah kekerasan, r dan t masing-masing adalah jarak dari Matahari dan waktu. V – kecepatan angin matahari. Sisi kanan persamaan berisi istilah-istilah yang menjelaskan konveksi partikel, pergeseran memanjang dan melintang, difusi, perubahan energi adiabatik, dan sumber partikel. Sumber partikel dapat berupa sumber heliosfer apa pun. K adalah tensor, bagian simetrisnya menggambarkan difusi, dan bagian antisimetris dari tensor menggambarkan pergeseran partikel dalam medan magnet heliosfer dengan kecepatan rata-rata V D . Dalam beberapa tahun terakhir, pertimbangan difusi dalam arah tegak lurus terhadap medan magnet menjadi sangat penting.
Persamaan (1) biasanya diselesaikan secara numerik. Solusinya, pada prinsipnya, memungkinkan diperolehnya nilai modulasi di dalam heliosfer. Namun, variasi proses dan hubungan alami yang melibatkan CR begitu besar sehingga ketika menyelesaikan persamaan ini muncul masalah - kebutuhan akan pengetahuan rinci tentang ketergantungan spasial, temporal dan energi dari parameter utama persamaan pada ukuran dan geometri daerah modulasi.
Beras. 10 Intensitas sinar kosmik dengan energi > 100 MeV pada batas atmosfer wilayah Murmansk menurut pengukuran stratosfer. Garis padat menunjukkan intensitas CR, garis putus-putus menunjukkan jumlah bintik matahari.
Karena kompleksitas masalahnya, model modulasi berdasarkan simulasi numerik tiga dimensi yang bergantung pada energi baru-baru ini ditingkatkan secara aktif. Hasil perhitungan dapat dibandingkan dengan data eksperimen yang diperoleh pada balon dan pesawat luar angkasa. Dalam (Bonino et al, 2001), menggunakan solusi perkiraan persamaan transpor, disajikan spektrum energi diferensial proton, bergantung pada parameter modulasi matahari M:
Di sini T adalah energi kinetik per nukleon, dan E0 adalah energi diam nukleon. Dalam karya yang sama, data eksperimen dari pengamatan spektrum sinar kosmik galaksi pada balon dan pesawat ruang angkasa dianalisis. 29 percobaan berbeda dipertimbangkan. Dengan membandingkan hasil perhitungan menggunakan rumus (2) dengan data tersebut, ditentukan parameter modulasi matahari M yang paling menggambarkan nilai intensitas percobaan. (Gbr.11) 
Beras. 11 Spektrum diferensial sinar kosmik diperoleh berdasarkan persamaan (2) untuk berbagai nilai modulasi matahari M = 390, 600, 820, 1080 MeV (masing-masing kurva 1,2,3,4) dibandingkan dengan data eksperimen diperoleh pada balon dan perangkat luar angkasa selama tahun 1965, 1968, 1980 dan 1989. masing-masing.
Ada model dinamis semi-empiris (Nymmik, 2005) yang memungkinkan seseorang untuk menggambarkan fluks partikel GCR dengan Z dari 1 hingga 92 dan dengan energi dari 5 hingga 10 5 MeV/nukleon. Model ini memperhitungkan ketergantungan fluks pada tingkat aktivitas matahari, serta besaran dan arah medan magnet matahari.
3.2 Wilayah energi 10 11 –10 17 eV
3.2.1 Eksperimen langsung
Energi di atas ~10.Z GeV, modulasi yang disebabkan oleh medan magnet heliosfer dapat diabaikan dan, pada perkiraan pertama, dapat dianggap bahwa spektrum elemen individu yang termasuk dalam GCR mengikuti hukum pangkat. Pernyataan yang sama juga berlaku untuk semua partikel GCR. Indeks spektrum berubah pada energi 3-4 PeV dari sekitar –2,7 menjadi –3,1, dan pemutusan spektrum ini sering disebut “lutut”. Asal usul lutut, ditemukan hampir 50 tahun yang lalu (Kulikov dan Christiansen, 1958), masih menjadi bahan perdebatan. Berbagai kemungkinan terjadinya kekusutan baik karena perubahan sifat propagasi GCR di Galaksi kita, maupun perubahan proses percepatan partikel, dibahas lebih lanjut pada Bagian 4 dan 5. Namun perlu ditekankan bahwa dalam dalam kedua kasus, energi yang menyebabkan kekusutan pada inti bermuatan Z ternyata sebanding dengan Z.
Pada Gambar. 12, 13, 14 menunjukkan hasil percobaan langsung pada studi fluks proton, inti helium dan inti besi (Horandel, 2003), serta perkiraan yang dibuat berdasarkan tabel dari karya yang sama.
 |
 |
 |
Gambar 12-14 Spektrum inti proton, helium, dan besi
3.2.2 Metodologi penentuan spektrum energi dan komposisi massa GCR dari data EAS
Saat menggunakan EAS sebagai alat untuk mempelajari sinar kosmik berenergi sangat tinggi, penentuan energi primer dan komposisi massa, secara umum, saling terkait. Memang, metode yang digunakan didasarkan pada pengukuran simultan beberapa komponen EAS individu pada tingkat observasi tertentu, atau pada informasi tentang perkembangan longitudinalnya. Perkembangan EAS bergantung pada energi partikel utama yang menghasilkan pancuran dan jumlah massanya. Metode yang paling banyak digunakan untuk memperoleh informasi tentang nomor massa suatu partikel primer adalah dengan mempelajari hubungan antara jumlah elektron Ne dan jumlah muon Nμ. Rata-rata, EAS dari inti primer berkembang lebih cepat di atmosfer dan memiliki jumlah muon yang lebih banyak.
Distribusi spasial berbagai komponen EAS dan, khususnya, radiasi Cherenkov, membawa informasi tentang bentuk kurva kaskade dan, oleh karena itu, seberapa cepat hujan berkembang di atmosfer. Studi tentang distribusi waktu kedatangan berbagai komponen EAS pada tingkat observasi (Cherenkov atau lampu neon, muon) juga memberikan informasi tentang perkembangan EAS yang sebenarnya dan digunakan dalam praktik eksperimental.
Menarik kesimpulan fisik dari analisis EAS yang diamati secara eksperimental adalah proses yang agak rumit karena adanya fluktuasi yang terkait dengan sifat acak dari proses kaskade, serta berbagai macam ketidakpastian sistematis yang muncul selama pendeteksian EAS. Dalam kasus umum, karakteristik partikel primer yang kita minati harus ditentukan dengan pertimbangan yang paling akurat baik dari fluktuasi yang melekat dalam proses kaskade maupun semua detail yang diperlukan dari proses pengukuran.
Untuk tujuan pemodelan proses pengembangan EAS, sejumlah program Monte Carlo telah dikembangkan: CORSIKA (Heck et al, 1998), MOCCA (Hillas, 1981), AIRES (Sciutto, 1999) dan program-program baru terus dikembangkan. Karena penggunaan langsung metode Monte Carlo dari energi partikel primer ke energi ambang batas partikel yang terdeteksi secara langsung memerlukan waktu komputer yang signifikan, pada energi primer >10 16 eV, skema dengan pengenalan bobot statistik biasanya digunakan (Hillas, 1997), yang dapat menyebabkan fluktuasi buatan. Penggunaan metode numerik dapat secara signifikan mengurangi waktu untuk menghitung karakteristik rata-rata proses, namun ternyata menjadi alat yang kurang nyaman jika perlu memperhitungkan fluktuasi dan mensimulasikan proses pendeteksian EAS. Oleh karena itu, arah yang paling menjanjikan bagi pengembangan metode komputasi tampaknya adalah sintesis pendekatan Monte Carlo dan metode numerik (Kalmykov et al, 1997).
Untuk menentukan spektrum energi GCR di wilayah pemutusan pertama (10 15 –10 17 eV), diperlukan estimasi energi EAS, dan solusi terbaik untuk masalah ini adalah estimasi tipe kalorimetri, jika memungkinkan. tidak bergantung pada nomor massa partikel yang menghasilkan pancuran tertentu. Sayangnya, hal ini tidak selalu memungkinkan, sehingga instalasi yang berbeda menggunakan metode yang berbeda untuk mengkonversi dari spektrum yang diamati ke spektrum energi.
Memperkirakan energi dan jumlah massa partikel primer berdasarkan hasil pencatatan fluks komponen EAS sekunder direduksi menjadi penyelesaian masalah kebalikannya. Metode yang digunakan dibagi menjadi dua kelas yang berbeda secara signifikan: penggunaan prosedur dekonvolusi (pembukaan), di mana spektrum energi dan komposisi massa diekstraksi dari spektrum yang diukur secara eksperimental untuk Ne, Nμ, dll., dan penggunaan berbagai metode teori pengenalan pola, di mana, dibandingkan dengan distribusi teoretis, tetapkan setiap EAS yang terdeteksi ke nomor massa tertentu.
Metode dekonvolusi digunakan untuk menyelesaikan persamaan integral Fredholm jenis ke-1, yang jika dikaitkan dengan permasalahan yang ada dapat dituliskan sebagai berikut:
Dimana F(Ne(μ)) adalah spektrum elektron (atau muon) yang diukur secara eksperimental dengan instalasi, Ii(E) adalah spektrum energi partikel primer yang termasuk dalam golongan i (proton, inti helium, inti golongan CNO, dll. hingga inti besi), adalah probabilitas bahwa partikel primer dengan energi E dan nomor massa yang sesuai dengan kelompok inti i akan menghasilkan hujan dengan jumlah elektron atau muon yang diperlukan.
Untuk meningkatkan keakuratan penyelesaian masalah, sebaiknya mempertimbangkan sebanyak mungkin data secara bersamaan; misalnya, ketika menganalisis data KASCADE, spektrum elektron dan muon digunakan dalam beberapa rentang sudut puncak (Roth et al, 2003). Untuk memperkirakan energi dalam percobaan KASCADE, digunakan apa yang disebut jumlah muon “terpotong”, yang sama dengan integral kepadatan muon dalam kisaran 40 hingga 200 m dari sumbu EAS. Seperti diketahui, diperlukan tindakan tambahan khusus untuk memperoleh solusi unik persamaan integral Fredholm jenis pertama (regularisasi (Blobel, 1985), kepositifan fungsi transfer (Gold, 1964) atau syarat kelancaran penyelesaian ( D'Agostini, 1995)). Perlu juga dicatat bahwa penghitungan probabilitas memerlukan biaya komputasi yang besar, dan sejauh ini statistik bank kejadian teoretis lebih rendah daripada statistik eksperimental. Mengatasi situasi ini memerlukan pengembangan metode perhitungan gabungan.
Pengenalan pola dapat dianggap sebagai tugas memperkirakan kepadatan distribusi dalam ruang multidimensi, diikuti dengan membagi area yang diteliti menjadi beberapa area, entri yang ditafsirkan sebagai penugasan partikel primer yang menghasilkan EAS tertentu ke satu atau kelompok inti lainnya. Secara teoritis, yang terbaik adalah apa yang disebut pengklasifikasi Bayesian, yang meminimalkan kemungkinan kesalahan klasifikasi (Fukunaga, 1972). Namun metode lain juga digunakan, khususnya metode jaringan saraf (Bishop, 1995). Penggunaan klasifikasi peristiwa individu (Glasmacher et al, 1999) bekerja paling baik ketika sampel yang diteliti secara apriori hanya berisi dua jenis partikel yang berbeda (misalnya, terbagi menjadi inti ringan dan berat). Dengan jumlah kelompok yang lebih banyak, efektivitas metode menurun karena peningkatan kesalahan klasifikasi.
3.2.3 Spektrum energi GCR menurut data EAS
Karena sifat putusnya spektrum energi GCR pada energi ~3·10 15 eV belum sepenuhnya dipahami, saat ini sulit untuk mengusulkan model komputasi yang dapat menggambarkan spektrum inti individu, termasuk daerah putusnya. dan tidak akan menimbulkan keraguan. Spektrum masing-masing kelompok inti yang diperoleh dalam percobaan KASCADE (Horandel, 2003) menunjukkan adanya putus, dan energi putusnya sebanding dengan muatan inti. Namun, intensitas spektrum individu bergantung pada model interaksi yang diadopsi, yang saat ini tidak dapat ditentukan secara pasti. Namun demikian, analisis data dari eksperimen langsung dan instalasi untuk mempelajari EAS memungkinkan untuk mengusulkan model kekusutan fenomenologis (Horandel, 2003), yang berhasil menggambarkan data eksperimen yang tersedia.
Ketergantungan energi aliran partikel bermuatan Z diambil dalam bentuk berikut:
Di bawah energi putus EZ, spektrum mempunyai bentuk hukum pangkat biasa, dengan γZ bergantung pada Z. Ketergantungan ini ditentukan dari data pengukuran langsung. Pada energi yang jauh lebih tinggi dari EZ, spektrumnya ditentukan oleh eksponen γc, dengan |γc|>|γZ|. Nilai εc menentukan seberapa tiba-tiba terjadinya transisi dari satu mode ke mode lainnya. Parameter EZ, γc dan εc ditentukan dari analisis data instalasi KASCADE.
Hasil yang paling menarik dari analisis ini adalah sebagai berikut. Meskipun terdapat ketergantungan model pada nilai I 0Z, spektrum semua partikel praktis tidak mengungkapkan ketergantungan tersebut. Selain itu, ekstrapolasi data pengukuran langsung sesuai dengan asumsi bentuk spektrum energi I Z (E) sangat sesuai dengan hasil yang diperoleh dengan menganalisis data dari sejumlah besar instalasi EAS, terutama jika beberapa renormalisasi spektrum energi GCR direkonstruksi dari EAS data dilakukan (lihat Gambar. Gambar 15). Dalam hal ini, sebagai aturan, perubahan energi hanya beberapa persen saja sudah cukup. Nilai optimal EZ, γc dan εc sama dengan: EZ=Z Ep, dimana Er=(4.51±0.52) PeV; c=–4,68±0,23; c=1,87±0,18.
Beras. 15 Spektrum energi diferensial semua partikel.
Dengan demikian, indikator spektrum parsial setelah penembusan meningkat hampir 2,0. Nilai εc≈2 sesuai dengan daerah transisi dari γZ ke γc, yang menempati kira-kira setengah orde besarnya. Dengan mempertimbangkan keberadaan unsur-unsur hingga uranium di GCR, yang mengalami pemutusan pada energi ~4,10 17 eV, model fenomenologis yang diusulkan memungkinkan untuk menggambarkan spektrum energi GCR, kira-kira hingga energi yang ditunjukkan. Pada energi tinggi, harus diasumsikan bahwa sinar kosmik mempunyai asal usul yang berbeda, kemungkinan besar berasal dari luar galaksi.
3.3 Hasil kajian anisotropi CR
Salah satu karakteristik utama CL adalah kemungkinan anisotropinya. Pengukuran anisotropi penting dalam hal mengidentifikasi distribusi spasial sumber di Galaksi dan sifat gerak partikel bermuatan relativistik. Informasi tentang anisotropi sangat menarik untuk menafsirkan pemutusan spektrum energi GCR pada E 0 ≈ 3·10 15 eV.
Salah satu sumber anisotropi adalah anisotropi yang terkait dengan gerakan aneh tata surya relatif terhadap massa total bintang, gas antarbintang, dan medan magnet skala besar Galaksi (efek Compton-Gätting). Anisotropi yang dihasilkan berorde σ ≈3·10 -4. Alasan lain munculnya anisotropi adalah karena keluarnya sinar kosmik secara umum yang dihasilkan di Galaksi kita ke ruang metagalaksi tanpa peran signifikan dari aliran balik dan kontribusi dari sumber terdekat (pulsar, sisa-sisa supernova).
Informasi yang dapat dipercaya tentang anisotropi sinar kosmik di Galaksi menggunakan pengukuran berbasis darat hanya dapat diperoleh untuk partikel dengan energi lebih besar dari 5·10 11 –10 12 eV, karena pergerakan partikel berenergi lebih rendah sangat terdistorsi oleh medan magnet. tata surya.
Studi tentang anisotropi CR biasanya didasarkan pada analisis ketergantungan intensitasnya I(t) pada waktu sidereal t. Intensitasnya dapat direpresentasikan sebagai deret Fourier:
dimana A 0 adalah komponen isotropik, ω = 2π/T, T adalah durasi hari sideris, An adalah amplitudo, dan φn adalah fase harmonik ke-n. Biasanya mereka terbatas pada menemukan A1 dan φ1, membagi seluruh periode pengukuran menjadi interval terpisah, di mana perbedaan suhu dan barometrik relatif kecil.
(Koefisien barometrik adalah 1% per 1 mm Hg, dan koefisien suhu sekitar 1% per 10 C. Oleh karena itu, ketika mempelajari pelanggaran anisotropi dengan kesalahan sekitar satu persen, penghitungan efek barometrik dan suhu secara akurat diperlukan. .)
Dari definisi anisotropi
Dan ekspresi untuk I(t), dengan mengabaikan harmonik orde kedua dan lebih tinggi, kita peroleh
Penggunaan model difusi untuk menghitung anisotropi masih terbatas, karena sebagian besar anisotropi dapat ditentukan oleh struktur lokal medan magnet di dekat tata surya.
Hubungan antara nilai anisotropi δ dan gradien konsentrasi CR
Muncul dalam model difusi isotropik, hal ini dilanggar karena sifat tensor difusi yang terkait dengan “magnetisasi” gas CR relativistik.
Hasil pengukuran anisotropi: amplitudo harmonik pertama A dan fasa φ yaitu arah intensitas maksimum ditunjukkan pada Gambar 16 (Ambrosio et al, 2003). 
Gambar 16 – Anisotropi CL. Amplitudo harmonik pertama (a) dan fasenya (b)
Hanya data paling andal yang disajikan, dengan A/σ≥3, dengan σ adalah akar rata-rata kesalahan kuadrat. Seperti dapat dilihat dari gambar, amplitudo dan fase anisotropi tidak menunjukkan ketergantungan energi yang nyata hingga energi E0≤10 15 eV.
Pada energi tinggi, data anisotropi CR yang tersedia saat ini sangat tidak pasti, terutama karena kurangnya statistik, dan memungkinkan seseorang untuk memperkirakan hanya batas atas anisotropi. Namun ternyata kita bisa berbicara tentang kecenderungan peningkatan anisotropi dan perubahan arahnya.
Pada energi E ≥ 10 15 eV, anisotropi terutama disebabkan oleh keluarnya GCR dari Galaksi karena difusi, dan koefisien difusi bergantung pada energi sebagai D~E 0 0,6. Pada energi ini, mungkin terdapat kontribusi yang signifikan terhadap anisotropi akibat pergeseran partikel dalam medan magnet reguler Galaksi. Karena efek penyimpangan (difusi Hall) GCR (Zirakashvili dkk. 1991), dalam medan magnet reguler umum Galaksi, anisotropinya adalah δ~D(E) dan anisotropi ~10 -2 diperbolehkan pada E0 ≈10 17 eV.
3.4 Sinar kosmik pada energi di atas 10 17 eV
Mengisolasi sinar kosmik dengan energi di atas 10 17 eV ke titik terpisah disarankan karena dua alasan. Pertama, energi 10 17 eV adalah energi batas pengurungan partikel energi tersebut di Galaksi oleh ketidakhomogenan magnetik, yang memiliki skala karakteristik ~100 pc. Kedua, dari sudut pandang eksperimental, pada energi ini terdapat transisi dari instalasi EAS kompak, yang memungkinkan untuk menentukan jumlah total partikel dalam pancuran pada tingkat pengamatan, yang mencerminkan energi partikel primer, ke energi diperluas. instalasi, di mana satu atau beberapa parameter klasifikasi digunakan untuk mencari energi primer .
Sebagian besar data pada energi di atas 10 17 eV diperoleh di instalasi EAS: Havera Park, Yakutsk, AGASA dan menggunakan detektor yang merekam cahaya fluoresen dari atom nitrogen yang tereksitasi di atmosfer: Fly's Eye dan HiRes. Sayangnya, instalasi Havera Park, AGASA dan Fly’s Eye telah berhenti beroperasi. 
Gambar 17 Spektrum energi diferensial CL dengan energi di atas 10 17 eV.
Gambar 17 menunjukkan spektrum energi diferensial PCR pada energi di atas 10 17 eV, diukur dalam Yakutsk (Glushkov et al, 2003), dalam eksperimen AGASA (Sakaki et al, 2001) dan HiRes (Abbasi et al, 2005).
Terlihat dari gambar bahwa intensitas CL menurut data kelompok Yakut jauh lebih tinggi (2,5 kali lipat dibandingkan HiRes), dan spektrumnya agak lebih curam.
Berdasarkan seluruh rangkaian data eksperimen, spektrum energi dicirikan oleh ciri-ciri berikut: spektrum meningkat hingga E-3..3 di atas 10 17,7 eV (penurunan), dan kemudian turun ke E -2,7 pada 10 18,5 eV ( pergelangan kaki). Interpretasi paling umum dari pergelangan kaki adalah bahwa di atas 10 18,5 eV populasi baru sinar kosmik yang berasal dari luar galaksi mulai mendominasi komponen galaksi (Cocconi 1996).
Hipotesis ini didukung oleh data anisotropi. Pada energi sekitar 10 17 eV, penyimpangan dari isotropi kecil. Menurut data dari Havera Park (Lloyd-Evans dan Watson, 1983) dan Yakutsk (Mikhailov dan Pravdin, 1997), kemungkinan anisotropi masing-masing sama dengan: (1,52±0,44)% dan (1,35±0,36)%. Namun, fase anisotropi berbeda sebesar 90º (212º±17º dan 123º), sehingga hasilnya harus ditangani dengan hati-hati. Pada energi sekitar 10 18 eV, distribusi sudut EAS dalam percobaan AGASA (Hayashida et al, 1999) berkorelasi dengan pusat Galaksi (anisotropi ~4%), sedangkan pada energi yang lebih tinggi (>410 19 eV) anisotropi menghilang .
Untuk memilih model asal yang mungkin, informasi tentang komposisi massa juga penting. Hasil yang tersedia sangat tidak pasti. Pada energi 10 17 –3 × 10 17 eV, menurut data dari instalasi EAS di Universitas Negeri Moskow (Khristiansen et al, 1994) dan Fly's Eye (Bird et al, 1993), pengayaan sinar kosmik dengan inti berat adalah diamati, karena putusnya spektrum sinar kosmik pada energi ~3,10 15 eV. Pada energi di atas 1018 eV (Abbasi et al, 2005) dan di atas 1019 eV (Shinozaki et al, 2003), data tersebut tidak bertentangan dengan asumsi komposisi proton CR.
Beralih ke energi yang sangat tinggi, kami mencatat fakta yang tampaknya mapan tentang keberadaan partikel CR dengan energi lebih dari 10 20 eV, yang secara signifikan lebih tinggi daripada batas spektrum karena efek GZK (Greisen, 1966; Zatsepin dan Kuzmin, 1966), disebabkan oleh interaksi CR dengan foton peninggalan. Hingga saat ini, menurut berbagai perkiraan, 10 hingga 20 peristiwa telah tercatat, dengan energi maksimum ~3,10 20 eV.
Untuk menyelesaikan paradoks GZK, berbagai ide telah diajukan, yang akan dibahas pada bagian “Asal Usul CL”. Di sini kami mencatat salah satu hipotesis yang terkait dengan kemungkinan pelanggaran invarian Lorentz pada energi sangat tinggi (Kirzhnits dan Chechin, 1971), di mana (Coleman dan Glashow, 1999) pion netral dan bermuatan dapat menjadi partikel stabil pada energi di atas 1019 eV dan menjadi bagian dari KL primer.
4. PROPAGASI SINAR KOSMIK DI GALAKSI
4.1 Parameter dasar medium antarbintang
Ciri utama medium antarbintang adalah nonstasioneritasnya dan beragamnya kondisi fisik (Astrofisika KL, 1990). Gas antarbintang, yang massanya 5·10 9 M O, ada dalam beberapa modifikasi. Gas panas yang terbentuk akibat ledakan supernova memiliki ciri kepadatan n≈3·10 -3 /cm3, suhu T≈10 6 K dan menempati sebagian kecil f≈0.2-0.8 di piringan galaksi. Selain itu, terdapat medium antarawan hangat (n≈0.1 cm -3, T≈104 K, f≈0.2-0.8), awan atom hidrogen (n≈40 cm -3, T≈100 K, f≈0.03) , awan molekul (n≈200 cm -3, T≈10 K, f≈3·10 -3). Konsentrasi rata-rata inti hidrogen di piringan galaksi adalah ≈1 cm-3>.
Sebagian besar gas antarbintang di Galaksi, seperti kebanyakan bintang muda, terkonsentrasi di lengan spiral Galaksi, yang lebarnya pada bidang galaksi beberapa ratus parsec. Massa atom dan molekul hidrogen kira-kira sama (~2·10 9 MO). Gas panas dari piringan juga harus menembus ke dalam halo, yang mungkin mengandung sekitar beberapa persen dari total massa gas; konsentrasi inti hidrogen dalam halo adalah ≈0,01 / cm 3.
Pengamatan yang dilakukan dengan berbagai metode menunjukkan adanya gerakan acak yang nyata dari medium antarbintang dengan skala maksimum ≈100 pc. Kepadatan energi total yang terkait dengan gerakan acak adalah sekitar 1 eV/cm -3 , yaitu sebanding dengan kepadatan energi sinar kosmik.
Distribusi supernova di Galaksi juga tidak seragam, dan selain supernova individu, terdapat juga kelompok supernova. Akibat ledakan supernova berturut-turut dalam asosiasi bintang OB, muncul rongga panas raksasa (superbubbles) dengan dimensi 10 2 -10 3 pc dan dengan total energi yang dilepaskan sekitar 10 54 erg. Frekuensi proses seperti itu di Galaksi diperkirakan 10 -4 per tahun, dan masa hidup rongga tersebut adalah ~10 7 tahun.
Peningkatan tingkat turbulensi diperkirakan terjadi di gua-gua, yang memberikan peluang tambahan untuk percepatan sinar kosmik (Bykov dan Toptygin, 1995).
Proses perambatan sinar kosmik di Galaksi jelas bergantung pada struktur medan magnet. Garis medan beraturan terletak pada bidang galaksi dan kira-kira membentang di sepanjang lengan spiral. Amplitudo rata-rata kuat medan adalah (2-3)·10 -6 G. Komponen acak medan magnet Galaksi dicirikan oleh skala utama L≈100 pc dan amplitudo melebihi amplitudo medan reguler, sehingga () 1/2 /B reg ≈(1-3). Spektrum ketidakhomogenan medan magnet saat ini belum diketahui secara pasti, namun tidak dapat disangkal bahwa spektrum ini, seperti spektrum ketidakhomogenan gas, mendekati spektrum Kolmogorov dalam rentang skala 10 12 cm hingga 100 pc. Medan magnet juga ada dalam halo, dan dalam literatur tidak ada sudut pandang tunggal mengenai besarnya.
4.2 Difusi CR dalam medan magnet galaksi
Telah kami sebutkan di atas bahwa sinar kosmik tidak merambat dalam garis lurus, melainkan menyebar dalam medan magnet Galaksi. Rasio fluks inti cahaya dan inti sedang yang diamati secara eksperimental adalah (untuk inti dengan energi di atas 2,5 GeV/nukleon) NL/NM=0,3±0,05, sedangkan nilai yang sesuai untuk bintang adalah 10 -6. Akibatnya, sinar kosmik sangat diperkaya dengan inti ringan, dan karena inti ini praktis tidak ada di sumbernya, maka inti tersebut muncul sebagai hasil interaksi inti yang lebih berat. Agar hal ini terjadi, perkiraan menunjukkan bahwa sejumlah materi x g = (5–10) g/cm2 harus melewati medium antarbintang. Nilai ini harus dibandingkan dengan jumlah materi di Galaksi yang dilewatkan dalam garis lurus x og =ρ·R G ≈0.01 g/cm 2 . Rasio xg/xog≈103 yang berarti perlunya difusi. Pada energi beberapa GeV per nukleon, masa hidup sinar kosmik adalah ≈3,10 7 tahun dan kemudian menurun.
Selain itu, karena Tata Surya terletak di pinggiran Galaksi, jika tidak ada difusi (atau difusi lemah), fluks dari pusat Galaksi dapat melebihi fluks dari arah sebaliknya secara signifikan. Namun data anisotropi fluks sinar kosmik menunjukkan bahwa besaran anisotropi hingga energi 10 14 eV masih kecil (Difusi dalam medan magnet tidak bersifat skalar, melainkan bersifat tensor. Misalkan Ni(E,r,t ) menjadi konsentrasi inti golongan i dengan energi E , pada jarak r (diukur, misalnya, dari pusat Galaksi) pada waktu t. Persamaan difusi yang dipenuhi oleh Ni(E,r,t) berbentuk
Dimana Di adalah tensor difusi, bi(E) menggambarkan hilangnya energi partikel secara terus menerus, Ti dan Tk adalah masa hidup partikel relatif terhadap interaksi inelastis, Pki adalah koefisien fragmentasi yang menentukan jumlah rata-rata inti golongan i yang timbul dalam interaksi inelastis. inti golongan k, Q(E ,r,t) – fungsi sumber.
Mari kita pertimbangkan kasus paling sederhana ketika interaksi nuklir dan kehilangan energi terus menerus dapat diabaikan (hal terakhir ini hampir selalu berlaku untuk sinar kosmik berenergi sangat tinggi, sementara mengabaikan interaksi nuklir dalam beberapa kasus tidak dapat diterima, seperti, misalnya, ketika memperkirakan fluks inti golongan L).Dalam kondisi ini, stasioner persamaan difusi untuk setiap kelompok inti memiliki bentuk (Astrofisika KL, 1990):
Komponen Dij dari tensor difusi didefinisikan sebagai berikut:
Dij=(D II -D ⊥)bibj +D⊥δij+DAe ijn b n ,
dimana bi=B0i/B0 adalah komponen vektor medan magnet satuan; D II , D ⊥ dan DA berturut-turut adalah koefisien difusi paralel, tegak lurus, dan Hall, δij adalah simbol Kronecker, e ijn adalah tensor antisimetris absolut, indeks yang menentukan kelompok inti dihilangkan.
Dalam kondisi nyata Galaksi kita, peran paling signifikan dimainkan oleh koefisien difusi D ⊥ dan DA. Perhatikan bahwa difusi Hall “dalam bahasa lain” adalah pergeseran partikel dalam medan magnet reguler berskala besar di Galaksi (Ptuskin et al, 1993). Pada energi rendah, jauh lebih rendah dari energi 3,10 15 eV, di mana terdapat pemutusan spektrum energi GCR, D ⊥ mendominasi, dan difusi skalar biasa terjadi dengan koefisien difusi D=D ⊥ , di mana D ⊥ didefinisikan sebagai berikut:
D ⊥ ~D ⊥0 (E/3 GeV)m, m=(0,1-0,2).
Koefisien difusi Hall DA sebanding dengan jari-jari Larmor partikel, yaitu. DA~E.
Mari kita tekankan keadaan penting yang melekat dalam penyelesaian persamaan difusi: jika koefisien difusi adalah fungsi energi, maka spektrum energi sinar kosmik dekat Bumi I(E) akan berbeda dari spektrumnya di sumber Q(E) , yaitu saya(E ~Q(E)/ D(E).
Informasi mengenai ketergantungan energi pada koefisien difusi dapat diperoleh dengan mempelajari anisotropi δ sebagai fungsi energi.
Data yang tersedia tentang anisotropi dalam kisaran energi 10 12 –10 15 eV (lihat Gambar 16) sulit untuk diselaraskan dengan asumsi bahwa D (dan, oleh karena itu, δ) meningkat dengan energi sebesar E 0,6-0,7, yang diperlukan untuk memperoleh spektrum GCR yang diamati secara eksperimental dari spektrum yang diperoleh dalam model percepatan CR pada bagian depan guncangan cangkang supernova yang mengembang dengan . Persyaratan untuk pertumbuhan D dengan energi dapat sedikit diturunkan (menjadi D~E 0,3) dengan mempertimbangkan proses percepatan tambahan partikel selama perambatannya di Galaksi. Pada saat yang sama, ketergantungan tipe D~E (0,6-0,7) tidak bertentangan dengan hasil mempelajari ketergantungan energi rasio L/M pada energi hingga 10 11 eV/nukleon.
4.3 Pengaruh penyimpangan pada medan magnet reguler Galaksi
Ketidakteraturan dalam spektrum energi primer pada E~3.10 15 eV (lihat Gambar 15) ditemukan sekitar 50 tahun yang lalu, namun pertanyaan tentang apa yang menyebabkan pemutusan ini pada akhirnya belum terselesaikan. Oleh karena itu, kekusutan tersebut dapat diinterpretasikan sebagai akibat dari perambatan sinar kosmik di Galaksi. Karena adanya ketergantungan koefisien difusi pada energi mengubah spektrum sinar kosmik dibandingkan dengan sumbernya, hasil yang diinginkan dapat diperoleh jika hingga 3,10 15 eV D(E) bergantung lemah pada E, dan kemudian ketergantungan ini meningkat. Karena nilai DA sebanding dengan jari-jari Larmor partikel, maka mulai dari energi tertentu, pengaruh difusi Hall akan mendominasi, dan mode propagasi akan berubah dengan transisi ke ketergantungan yang lebih kuat D(E). Dalam pendekatan ini, spektrum energi primer dapat direproduksi dengan benar pada rentang energi hingga 10 17 eV. Pada energi yang lebih tinggi, perkiraan difusi menjadi tidak memadai dan pemodelan langsung pergerakan partikel bermuatan di medan magnet Galaksi perlu digunakan.
Di wilayah energi yang relatif rendah (E≤10 11 eV), alih-alih pendekatan difusi, digunakan model homogen (atau disebut model kotak bocor), yang merupakan versi sederhana dari model difusi (Astrofisika KL, 1990 ). Pada model homogen, suku kedua persamaan difusi digantikan oleh Ni(T)/T CR (hom), dengan parameter T CR (hom) mewakili waktu karakteristik keluarnya sinar kosmik dari Galaksi. Difusi diyakini terjadi cukup cepat, dan konsentrasi sinar kosmik di Galaksi umumnya konstan.
Model homogen dapat diperoleh secara formal sebagai kasus pembatas model difusi dengan kondisi kebocoran partikel yang lemah dari sistem. Perhitungan dalam kerangka model homogen ternyata jauh lebih sederhana daripada proses penyelesaian persamaan difusi, yang menjadi alasan popularitasnya yang luas, namun penggunaan model difusi tentu saja lebih disukai.
4.4 Difusi fraktal
Dalam beberapa tahun terakhir, gagasan telah tersebar luas (Lagutin dan Tyumantsev 2003) yang menyatakan bahwa difusi di Galaksi harus dianggap sebagai difusi dalam media tipe fraktal, dan bukan sebagai difusi “biasa” dalam media dengan parameter kontinu. Dasar dari pendekatan ini adalah adanya ketidakhomogenan dalam distribusi spasial materi dan, akibatnya, medan magnet di Galaksi. Sangatlah penting bahwa ketidakhomogenan yang disebutkan di atas, yang menyebabkan pergerakan sinar kosmik yang kacau, diamati pada skala yang berbeda. Semua ini merangsang pengembangan pendekatan baru terhadap perambatan sinar kosmik di Galaksi. Secara khusus, menerima asumsi bahwa distribusi heterogenitas bersifat fraktal berarti perlu beralih dari difusi biasa dalam media homogen atau kuasi-homogen ke difusi dalam media tipe fraktal (yang disebut difusi anomali). Pendekatan yang dijelaskan berhasil dikembangkan, namun hingga saat ini, upaya ke arah ini belum menyebabkan ditinggalkannya peralatan matematika tradisional.
5. ASAL USUL SINAR KOSMIK
Jika kita mengingat seluruh rentang energi di mana sinar kosmik diamati, maka tentu saja harus diakui bahwa tidak ada teori yang lengkap mengenai masalah ini. Bahkan mengenai asal muasal GCR, saat ini sulit untuk mengklaim lebih dari sekadar penciptaan model masuk akal yang menjelaskan fakta-fakta paling signifikan.
Pertama-tama, hal ini harus mencakup kepadatan energi sinar kosmik (~10-12 erg/cm 3), serta bentuk hukum pangkat dari spektrum energi GCR, yang tidak mengalami perubahan tajam apa pun hingga mencapai energi sebesar ~3 · 10 15 eV, dengan indeks spektrum energi diferensial semua partikel berubah dari -2,7 menjadi -3,1.
5.1 Ledakan supernova sebagai sumber utama sinar kosmik galaksi
Persyaratan kekuatan energi sumber yang menghasilkan sinar kosmik sangat tinggi, sehingga bintang biasa di Galaksi tidak dapat memenuhinya (daya PCR sekitar 3·10 40 erg/detik). Namun, kekuatan tersebut dapat diperoleh dari ledakan supernova (ide ini diungkapkan sekitar 50 tahun yang lalu (Ginzburg dan Syrovatsky, 1963)). Jika energi yang dilepaskan saat ledakan, ~10 51 erg, dan ledakan terjadi dengan frekuensi 1 kali dalam 30–100 tahun, maka daya yang dihasilkan saat ledakan supernova adalah ~10 42 erg/cm 3 dan hanya sedikit yang cukup untuk menyediakan kekuatan sinar kosmik yang dibutuhkan, persen energi suar.
Pertanyaan tentang pembentukan spektrum energi GCR yang diamati secara eksperimental bukanlah hal yang sepele. Penting untuk mentransfer energi makroskopis dari plasma termagnetisasi (cangkang supernova yang meledak) ke partikel bermuatan individu, sambil memastikan distribusi energi yang berbeda secara signifikan dari energi termal.
5.2 Model standar akselerasi CR berdasarkan gelombang kejut
Mekanisme yang paling mungkin untuk akselerasi GCR ke energi ~10 15 eV, dan mungkin lebih tinggi, adalah sebagai berikut. Pergerakan cangkang yang dikeluarkan selama ledakan menghasilkan gelombang kejut di media antarbintang sekitarnya. Perambatan difusi partikel bermuatan yang ditangkap dalam proses percepatan memungkinkan mereka berulang kali melintasi muka gelombang kejut (Krymsky, 1977). Setiap pasangan perpotongan yang berurutan meningkatkan energi partikel sebanding dengan energi yang telah dicapai (mekanisme yang diusulkan oleh Fermi), yang mengarah pada percepatan GCR. Ketika jumlah perpotongan depan gelombang kejut meningkat, kemungkinan meninggalkan daerah percepatan juga meningkat, sehingga jumlah partikel berkurang seiring dengan peningkatan energi sesuai dengan hukum pangkat. Percepatan ternyata sangat efektif, dan spektrum partikel yang dipercepat sulit: ~E -2 hingga ~Emax – energi maksimum yang dapat dicapai dari partikel yang dipercepat.
Oleh karena itu, perlu untuk memperhitungkan efek sebaliknya dari sinar kosmik (peran proton yang paling signifikan, karena inti yang lebih berat dapat dianggap sebagai pengotor kecil) pada medium, yang menyebabkan modifikasi gelombang kejut dan munculnya, di selain bagian depan termal biasa, bagian memanjang yang halus, yang disebut bagian depan depan. Modifikasi ini, pada gilirannya, mempengaruhi spektrum sinar kosmik. Jadi, dalam kasus umum, tidak mungkin menggunakan perkiraan ketika pengaruh kebalikan dari sinar kosmik pada medium tidak diperhitungkan, dan perlu menggunakan solusi yang konsisten, yang prosesnya belum selesai. sepenuhnya berhasil (dalam arti bahwa, mungkin, semua faktor yang diperlukan belum sepenuhnya diperhitungkan) . Refleksi dari keadaan ini adalah pertumbuhan yang hampir terus menerus yang diamati selama 10 tahun terakhir dalam perkiraan teoritis energi maksimum yang dapat dicapai. Jadi, dalam penelitian (Berezhko dan Ksenofontov, 1999) perkiraan energi maksimum yang dapat dicapai Emax diberikan sebagai berikut:
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,
Dimana Z adalah muatan partikel yang dipercepat, E SN adalah energi suar, Mej adalah massa kulit yang terlontar, N H adalah konsentrasi atom hidrogen, B 0 adalah kuat medan magnet. Kesesuaian antara hasil perhitungan (Berezhko, 2001) dan spektrum eksperimen (Shibata, 1995), seperti terlihat pada Gambar 18, cukup baik.
Rumus di atas mengasumsikan penggunaan batas Bohm untuk koefisien difusi D B =(1/3)?R L .c, dengan R L adalah jari-jari Larmor partikel.
Validitas perkiraan tradisional ini, secara umum, tidak jelas dan dapat dipertanyakan. Perhatikan bahwa dalam perkiraan yang tidak memperhitungkan pengaruh kebalikan dari sinar kosmik pada gelombang kejut, perkiraan Emax kira-kira memiliki urutan besarnya lebih rendah. Waktu percepatan mencapai ~10 4 tahun, namun efisiensinya (dipahami sebagai kemungkinan menghasilkan partikel dengan energi mendekati Emax) menurun seiring waktu, sehingga waktu yang dibutuhkan partikel dengan energi tertinggi dapat dipercepat adalah ~10 3 tahun.
Gambar 18. Intensitas CR di dekat Bumi sebagai fungsi energi kinetik. Kurva – perhitungan, titik – data eksperimen.
Hal ini juga mengikuti rumus bahwa dengan mengubah karakteristik suar (misalnya, energi yang dilepaskan selama apa yang disebut suar Hypernova dapat secara signifikan melebihi 10 51 erg) dan dengan mempertimbangkan distribusi suar di ESN, batas Emax dapat menjadi meningkat secara signifikan. Selain itu, gelombang kejut tidak dapat merambat di medium antarbintang rata-rata, tetapi di medium yang dimodulasi oleh angin bintang yang dipancarkan sebelumnya dan dicirikan oleh kekuatan medan magnet yang jauh lebih tinggi (seperti pada bintang Wolf-Rayet). Terakhir, dengan mempertimbangkan fakta bahwa ketidakstabilan aliran partikel yang dipercepat di bagian depan gelombang kejut menyebabkan munculnya turbulensi magnetodinamik yang kuat, yang juga meningkatkan energi maksimum partikel yang dipercepat. Oleh karena itu, tidak dapat dipungkiri bahwa estimasi tersebut dapat ditingkatkan menjadi Emax~10 17 .Z eV.
Situasi dengan deteksi eksperimental percepatan gelombang kejut sekarang terlihat belum pasti. Secara khusus, analisis data astronomi gamma menunjukkan bahwa semburan sinar gamma berenergi tinggi (~1 TeV) tidak selalu teramati dari sisa-sisa supernova di dekatnya dan, sebaliknya, terdapat sumber kuanta gamma berenergi tinggi yang juga tidak terlihat di dalamnya. rentang optik atau sinar-X. Oleh karena itu, ada kemungkinan asal usul GCR tidak hanya disebabkan oleh ledakan supernova.
Perlu dicatat bahwa spektrum sinar kosmik yang dihitung, hingga energi maksimum yang dapat dicapai, ternyata sangat sulit (E -2), sehingga untuk mengimbangi perbedaan antara teoritis (-2) dan eksperimental (-2.7) ) indikator spektrum, diperlukan pelunakan spektrum energi yang signifikan selama propagasi sinar kosmik dari sumber. Pelunakan seperti itu dapat dicapai jika koefisien difusi D~E 0,7, namun asumsi ini menyebabkan anisotropi GCR yang terlalu kuat pada energi kurang dari 1014 eV, yang bertentangan dengan data eksperimen. Oleh karena itu, tampaknya lebih wajar untuk memiliki ketergantungan tipe D~E 0,3 (yang kira-kira sesuai dengan spektrum turbulensi Kolmogorov) dan memperhitungkan percepatan tambahan partikel selama proses propagasi.
Dapat dinyatakan bahwa dengan pilihan parameter injeksi yang tepat (teori injeksi yang ketat belum dibuat), yang menentukan jumlah partikel yang disuntikkan dan kecepatannya, serta dengan mempertimbangkan kecuraman spektrum GCR dibandingkan dengan spektrum di sumber karena ketergantungan koefisien difusi pada energi, teori percepatan GCR pada gelombang kejut memungkinkan untuk menggambarkan dengan baik spektrum energi proton dan inti hingga energi yang sesuai dengan putusnya spektrum.
Seperti disebutkan di atas, ledakan vernova dapat terjadi pada asosiasi bintang O dan B, dan dalam hal ini ledakan tersebut ternyata berkorelasi dalam ruang dan waktu (umur asosiasi adalah ~107 tahun, jumlahnya mencapai beberapa ribu dan frekuensi ledakan diperkirakan 10 -5 – 10 -6 per tahun). Hasilnya adalah terbentuknya rongga (superbubble) dengan plasma panas berdensitas rendah dan dimensinya mencapai ratusan parsec. Di dalam gua ini, medan magnet acak dengan skala L hingga beberapa parsec dan amplitudo B puluhan mikrogauss dapat dihasilkan. Pada energi yang tidak melebihi Emax, percepatan dilakukan oleh gelombang kejut individu, dan pada energi yang melebihi Emax, percepatan dilakukan oleh kumpulan gelombang kejut dan medan magnet yang ada di dalam gua (Bykov dan Toptygin, 1995). Model percepatan dalam asosiasi supernova memungkinkan kita menjelaskan secara kualitatif spektrum GCR dalam rentang energi 1015–1018 eV. Dalam pendekatan ini, pemutusan spektrum energi GCR diinterpretasikan sebagai perubahan rezim percepatan.
5.3 Mekanisme percepatan lainnya
Saat membahas ledakan supernova, perlu diperhatikan bahwa percepatan GCR dapat terjadi tidak hanya pada cangkangnya yang mengembang, tetapi juga selama evolusi sisa-sisa bintang yang meledak. Sumber energi dalam hal ini adalah energi rotasi bintang neutron yang mencapai (untuk massa 1,4.M O dan radius 10 6 cm) nilai 2·10 50 erg/(T 10) 2, dimana T 10 adalah periode rotasi dalam satuan 10 milidetik. Karena medan magnet di permukaan bintang mencapai 10 12 G, bintang neutron harus kehilangan energi secara intensif akibat radiasi dipol magnet. Namun, karena frekuensi alami plasma di sekitar bintang jauh lebih besar daripada frekuensi rotasi dipol, maka gelombang elektromagnetik tidak akan merambat, dan proses percepatan akan dilakukan oleh gelombang kejut berdiri. Energi maksimum diperkirakan ~(10 17 –10 18).Z eV, dan waktu percepatan efektif diperkirakan sekitar ~10 tahun (Gaisser, 1990).
Jika bintang neutron merupakan bagian dari sistem biner, maka percepatan juga dapat terjadi akibat proses akresi – aliran materi ke permukaan bintang neutron; dalam hal ini, percepatan sinar kosmik disediakan oleh energi gravitasi.
Karena fluks CR mengandung partikel dengan energi melebihi 10 20 eV, maka perlu dipertimbangkan kemungkinan percepatan energi tersebut. Sumber partikel energi tersebut, misalnya, sebagaimana disebutkan dalam (Ptuskin, 1995), mungkin merupakan proses Fermi orde pertama, tetapi terjadi selama tumbukan galaksi. Peristiwa seperti itu dapat terjadi dengan frekuensi kurang lebih 1 kali dalam 5,10 8 tahun. Energi maksimum yang dapat dicapai diperkirakan 3,10 19 .Z eV. Proses percepatan gelombang kejut dalam pancaran yang dihasilkan oleh inti galaksi aktif mengarah pada penilaian serupa. Jumlah yang kira-kira sama diperkirakan dalam model yang berkaitan dengan pertimbangan percepatan gelombang kejut yang disebabkan oleh akresi di gugus galaksi.
Perkiraan tertinggi dapat diperoleh dalam kerangka model asal usul kosmologis semburan sinar gamma. Dalam model ini, sebagai hasil penggabungan bintang neutron atau lubang hitam, dihasilkan gelombang kejut ultrarelativistik yang merambat di lingkungan dengan faktor Lorentz ~10 3 . Energi proton yang diam dalam sistem laboratorium akibat pantulan muka gelombang kejut akan meningkat hingga nilai Г 2 Мс 2. Jadi, hanya dalam satu siklus energinya bisa meningkat 10 6 kali lipat, dan setelah dua siklus bisa mencapai 10 21 eV.
Namun, harus diakui bahwa semua perkiraan semacam ini masih berada pada tingkat semi-kualitatif, dan masalah memperoleh intensitas dan bentuk spektrum energi sinar kosmik berenergi sangat tinggi yang diperlukan masih menunggu solusi.
Segera setelah penemuan radiasi latar gelombang mikro kosmik, Greisen (1966) di AS dan Zatsepin dan Kuzmin (1966) di Uni Soviet secara bersamaan sampai pada kesimpulan bahwa keberadaan radiasi latar gelombang mikro kosmik seharusnya berdampak paling serius pada bentuk spektrum energi. sinar kosmik berenergi sangat tinggi, yaitu: berikut ini akan terjadi apa yang disebut pemutusan spektrum peninggalan (atau benda hitam) di wilayah berenergi sangat tinggi, yang juga disebut efek GZK. Ketika membahas masalah sumber partikel dengan energi ≥5.10 19 eV, melebihi ambang batas efek GZK, perlu diingat bahwa jarak partikel energi tersebut dapat mencapai Bumi tampaknya dibatasi oleh batas Superkluster galaksi lokal.
Sementara itu, tidak ada galaksi di dalamnya yang memiliki keunggulan dibandingkan Galaksi kita dalam hal kemampuan mempercepat sinar kosmik. Namun meski dengan mempertimbangkan terbatasnya jarak ke sumber, masih banyak kandidat untuk peran sumber partikel berenergi sangat tinggi.
Sumber partikel berenergi sangat tinggi dapat terbentuk dalam dua kelompok skenario yang berbeda secara mendasar (Nagano dan Watson, 2000). Kelompok pertama (bottom-up) ditandai dengan adanya percepatan; Selain itu, untuk mengatasi keterbatasan jarak ke sumber, terkadang dianggap partikel baru yang muncul dari partikel biasa, tetapi tidak mengalami kehilangan yang menyebabkan munculnya batas GZK. Kelompok ini juga harus mencakup model di mana keberadaan fluks partikel yang signifikan dengan energi di atas ambang batas efek GZK dikaitkan dengan pelanggaran hipotetis invarian Lorentz. Kelompok kedua (top-down) terdiri dari skenario yang tidak memerlukan percepatan, karena CR muncul sebagai akibat dari peluruhan atau pemusnahan apa yang disebut cacat topologi (string kosmik, monopole, dll.) yang muncul pada saat pertama. perluasan Alam Semesta sehubungan dengan transisi fase yang berhubungan dengan pemisahan interaksi kuat dari interaksi elektrolemah (pada suhu 10 15 –10 16 GeV) dan kemudian pemisahan interaksi elektromagnetik dari interaksi lemah (pada suhu ~10 2 GeV).
6. KESIMPULAN
Penelitian GCR, yang telah berlangsung selama beberapa dekade, namun belum berhasil menutup “titik kosong” di bidang yang menarik ini, meskipun banyak permasalahan telah berhasil diselesaikan. Misalnya, dapat dinyatakan bahwa akumulasi informasi cukup untuk menilai kontribusi GCR terhadap latar belakang radiasi di orbit pesawat ruang angkasa. Namun, seiring dengan peningkatan energi partikel, kualitas informasi menurun. Kurangnya luminositas dari instalasi yang digunakan di dataran tinggi dan di luar angkasa tidak memungkinkan untuk mempelajari wilayah 10 14 –10 15 eV dengan metode langsung dengan statistik yang memadai, belum lagi perpindahan ke wilayah energi di mana terjadi pemutusan spektrum GCR . Konsekuensi dari situasi ini adalah ketidakstabilan data eksperimen, yang pada wilayah di atas 10 12 eV setelah eksperimen baru mengubah perkiraan intensitas sebesar 20–30%. Oleh karena itu, tugas yang mendesak dan mendesak tetaplah penciptaan peralatan dengan faktor geometrik yang besar, yang memungkinkan untuk mempelajari daerah rekahan menggunakan metode langsung.
Penggunaan metode tidak langsung (terutama studi EAS) telah memungkinkan pencapaian kemajuan tertentu dalam studi spektrum energi GCR selama dekade terakhir, meskipun masalah ketergantungan model pada hasil masih ada. Saat ini, pertanyaan untuk memperoleh spektrum kelompok inti individu telah mulai menemukan solusi eksperimental. Dapat diasumsikan bahwa peluncuran penumbuk LHC pada tahun 2007 akan memberikan informasi tentang interaksi hadronik hingga energi setara ~10 17 eV dan secara signifikan akan mengurangi ketidakpastian yang timbul saat mengekstrapolasi model fenomenologis interaksi hadronik ke energi ultratinggi. wilayah.
Instalasi EAS generasi berikutnya harus memberikan studi presisi tentang spektrum energi dan komposisi sinar kosmik di wilayah 10 17 –10 19 eV. Di wilayah ini rupanya terjadi peralihan dari GCR ke CR yang berasal dari luar galaksi.
Kita juga dapat berharap bahwa di tahun-tahun mendatang pertanyaan tentang keberadaan efek GZK akhirnya akan teratasi, yang kini terdapat indikasi seriusnya.
literatur
Astrofisika sinar kosmik. Ed. VL Ginzburg. M.: Sains. 1990.528 hal.
Bazilevskaya G.A., Makhmutov V.S., Svirzhevskaya A.K., Svirzhevsky N.S., Stozhkov Yu.I., Pengukuran jangka panjang sinar kosmik di atmosfer bumi, Izv. RAS. Ser. fiz., T.69, No.6, P.835-837, 2005.
Baiburina S.A., Borisov A.S., Guseva Z.M. dll. Eksperimen “Pamir”. Interaksi hadron sinar kosmik berenergi sangat tinggi. M.: Sains. 1984. Prosiding Institut Fisika Lebedev. T.154. Hal.3-217. Berezhko E.G., Ksenofontov L.T., Komposisi sinar kosmik dipercepat pada sisa-sisa supernova, JETP, T.116, P.737-759, 1999.
Bugakov V.V., Belyakov S.A., Grigorov N.L., Gubin Yu.V., Kalinkin L.F., Kakhidze G.P., Rapoport I.D., Savenko I.A., Smirnov A. .V., Shiryaeva V.Ya., Shishkov P.P., Shesterikov V.F., Yakovlev B.M., Trigubov Yu.V., Prinsip desain peralatan ilmiah untuk mempelajari sinar kosmik berenergi tinggi di stasiun luar angkasa Proton 4", Izv. Akademi Ilmu Pengetahuan Uni Soviet, Ser. fiz., T.34, hal.1818-1828, 1970.
Bykov A.M., Toptygin I.N., Spektrum partikel berenergi tinggi yang dihasilkan dalam asosiasi OB, Izv. RAS. Ser. Fiz., T.59, No.4, P.162-165, 1995.
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Asal usul sinar kosmik, M.: Akademi Ilmu Pengetahuan Uni Soviet. 1963.384 hal.
Greisen K., Pancuran udara yang tersebar luas. Dalam: “Fisika sinar kosmik”. Ed. J.Wilson. M.: sakit. 1958.Vol.3. No.7-141.
Zatsepin G.T., Kuzmin V.A., Tentang batas atas spektrum sinar kosmik, 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., Difusi sinar kosmik energi tinggi di Galaksi, Izv. Akademi Ilmu Pengetahuan Uni Soviet. Ser. fiz., T.55, hal.2049-2051, 1991.
Kirzhnits D.A., Chechin V.A., Sinar kosmik dan panjang dasar, JETP Letters, T.14, P.261-262, 1971.
Krymsky G.F., Mekanisme reguler percepatan partikel bermuatan pada muka gelombang kejut., DAN SSSR, T. 234, P.1306-1308, 1977.
Kulikov G.V., Christiansen G.B., Tentang spektrum hujan udara yang luas berdasarkan jumlah partikel, JETP, T.35, P.635-640, 1958.
Lagutin A.A., Tyumentsev A.G., Spektrum energi sinar kosmik dalam medium galaksi tipe fraktal, Izv. RAS. Ser. fiz., T.67, No.4, P.439-442, 2003.
Mikhailov A.A., Pravdin M.I., Pencarian anisotropi sinar kosmik energi ultra tinggi, JETP Letters, T.66, P.289-292, 1997.
Nymmik R.A., Model dinamis semi-empiris dari fluks partikel sinar kosmik galaksi. (Versi ISO dan 2005), Model Kosmos, SINP MSU, 2006
Christiansen G.B., Kulikov G.V., Fomin Yu.A., Radiasi kosmik energi ultra-tinggi, M.: Atomizdat. 1975.254 hal.
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., Pengukuran monokuler spektrum sinar kosmik UHE oleh detektor FADC Eksperimen HiRes, Astropart.Phys., 23, hlm.157-174, 2005.
Ambrosio M. untuk Kolaborasi Makro, Mencari modulasi sideral dan diurnal matahari dalam kumpulan data MACRO muon, Phys. Putaran. D 67, 042002 (2003).
Asakimori K., Burnett T.H., Cherry M.L., Chevli K., Christ M.J., Dake S., Derrickson J.H., Fountain WF, 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 TA, 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 RJ, Wolter W., Yokomi H., dan Zager E., Proton sinar kosmik dan spektrum helium: hasil percobaan JACEE, Astrophys. J., Vol.502, hal.278-283, 1998.
Berezhko E.G., Akselerasi partikel pada sisa-sisa supernova, Inv. Rap. Sorot makalah. ICRC ke-27, Hamburg, 2001, hal.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., Sommers P., Stanev T . ., Tilav T., Tang J.k.k., Thomas S.B., Komposisi sinar kosmik di atas 0,1 EeV, di Proc. ICRC ke-23, Calgary, 1993, Vol.2, hal.38-42.
Bishop C.M., Jaringan saraf untuk pengenalan pola, Universitas Oxford. tekan, 1995, 504 hal.
Blobel V., Membuka metode dalam eksperimen fisika energi tinggi, laporan CERN 85-09, hal.88-127, 1985.
Bonino G., Castagnoli G. Cini, Cane D., Taricco C., Bhandari N., Modulasi surya spektrum sinar kosmik galaksi sejak minimum Maunder, di Proc. ICRC ke-27, Hamburg, 2001, Vol.9, hal.3769-3772. Casaus J. atas nama Kolaborasi AMS.02. Astrofisika sinar kosmik dengan AMS.02, di Proc. ICRC ke-28, Tsukuba, 2003, Vol.4, hal.2149-2152.
Cocconi G., Tentang sinar kosmik paling energik, Astropart. Fis., Vol.4, hal.281-283, 1996.
Coleman S., Glashow S.L., Tes energi tinggi dari invarian Lorentz, Phys. Putaran. D59, 116008 (1999)
Cronin J.W., Sinar kosmik: partikel paling energik di alam semesta, Rev. Mod. Fisika, Vol.71, hal.165-172, 1999.
D"Agostini G., Metode pengungkapan multidimensi berdasarkan teorema Bayes", Nucl. Instr. Meth., Vol.A362, hal.487-498, 1995.
Fukunaga K., Pengantar pengenalan pola statistik, N-Y: Academic press, 1972, 592 hal.
Gaisser T.K., Sinar kosmik dan fisika partikel, Universitas Cambridge. tekan, 1990, 279 hal.
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 DB. dkk, Spektrum energi sinar kosmik antara 1014 dan 1016 eV, Astropart. Fisika, Vol.10, hal.291-302, 1999.
Glushkov A.V., Egorova V.P., Ivanov S.P., Knurenko S.P., Kolosov V.A., Krasilnikov A.D., Makarov I.T., Mikhailov A.A., Olzoyev V.V., Pisarev V.V., Pravdin M.I., Sabourov A.V., Sleptsov I.E., Struchkov G.G., Spektrum energi sinar kosmik primer di wilayah energi 1017 – 1020 eV berdasarkan data susunan Yakutsk, di Proc. ICRC ke-28, Tsukuba, 2003, Vol.1, hal.389-392.
Gold R., Tentang metode pengungkapan berulang untuk matriks respons., Argonne National Lab. Laporan. ANL?6984., 1964.39 hal.
Greisen K., Akhir dari spektrum sinar kosmik?, Phys. Putaran. Lett., Vol.16, pp.748-750, 1966. Haungs A., Rebel H., Roth M., Spektrum energi dan komposisi massa sinar kosmik berenergi tinggi, Rep. Prog. Fisika, Vol.66, hal.1145-1206, 2003.
Hayashida N., Nagano M., Nishikawa D., Ohoka H., Sakaki N., Sasaki M., Takeda M., Teshima M., Torii R., Yamamoto T. dkk. Anisotropi arah kedatangan sinar kosmik sekitar 1018 eV, Astropart. Fisika, Vol.10, hal.303-311, 1999.
Heber B., Sinar kosmik galaksi dan anomali di heliosfer, Makalah Undangan, Pelapor, dan Sorotan. ICRC ke-27, Hamburg, 2001, hal.118-135.
Heck D., Knapp J., Capdevielle J.N., Schatz G., Thouw T., Laporan Forschungszentrum Karlsruhe, FZKA 6019, 1998, 90 hal.
Hillas A.M., Dua teknik menarik untuk simulasi Monte-Carlo dari kaskade hadron berenergi sangat tinggi, dalam Proc.17th ICRC, Paris, 1981, Vol.8, hal.193-196.
Hillas A.M., Simulasi pancuran: Pelajaran dari MOCCA, Nucl. Fis. B (Proc. Suppl.), 52B, 29-42, 1997.
H?randel J.R., Berlutut dalam spektrum energi sinar kosmik, Astropart. Fisika, Vol.19, hal.193-220, 2003.
Kalmykov N.N., Khristiansen G.B., Sinar kosmik energi supertinggi dan ultratinggi, J. Phys. G: Inti. Bagian. Fisika, Vol.21, hal.1279-1301, 1995.
Kalmykov N.N., Ostapchenko S.S., Pavlov A.I., model string Quark-gluon dan masalah simulasi EAS pada energi sangat tinggi, Nucl. Fis. B (Proc. Suppl.), 52B, 17-28, 1997.
Kempa J., Studi sinar kosmik dengan metode emulsi. – Teknik dan hasil, Nucl. Fis. B. (Proc. Suppl.), Vol.52B, hal.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., Komposisi massa sinar kosmik primer pada energi 1015 - 1017 eV yang diukur dengan susunan MSU EAS, Astropart. Fisika, Vol.2, hal.127-136, 1994.
Klages H.O. untuk Kolaborasi KASCADE, Eksperimen pancuran udara ekstensif KASCADE – hasil pertama, di Proc. ICRC ke-25, Durban, 1997, Vol.8, hal.297-306.
Lloyd-Evans, Watson A.A., Pengukuran anisotropi di atas 1015 eV, Invited Talks. Eropa ke-8. Gejala CR. Ed. N.Iucci dkk. Bologna, 1983, hal.81-97.
Nagano M., Watson A.A., Pengamatan dan implikasi sinar kosmik berenergi sangat tinggi, Rev. Mod. Fisika, Vol.72, No.3, hal.689-732, 2000.
Parker E.N., Perjalanan partikel energik melalui ruang antarplanet, Planet. Ruang angkasa. Sains, Vol.13, hal.9-17, 1965.
Ptuskin V.S., Rogovaya S.T., Zirakashvili V.N., Chuvilgin L.G., Khristiansen G.B., Klepach E.G., Kulikov G.V., Difusi dan pergeseran sinar kosmik berenergi sangat tinggi di medan magnet galaksi, Astron.?Astroph., Vol.268, pp.726-735 , 1993.
Ptuskin V.S., Propagasi sinar kosmik di Galaksi, Inv. Rap. Sorot makalah. ICRC ke-24, Roma, 1995, hal.755-764.
Ptuskin V.S., Zirakashvili V.N., Tentang spektrum sinar kosmik berenergi tinggi yang dihasilkan oleh sisa-sisa supernova dengan adanya aliran ketidakstabilan sinar kosmik yang kuat dan disipasi gelombang, Astron.? Astroph., Vol.429, hal.755-765, 2005.
Roth M., Antoni T., Apel W.D. dkk untuk KASCADE Collab., Penentuan energi primer dan massa di wilayah PeV dengan teknik pembukaan Bayesian, Nucl. Fis. B (Proc. Suppl.), Vol.122, hal.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 AM, 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., dan Yoshii H., Spektrum energi sinar kosmik di atas 3x1018 eV diamati dengan AGASA, di Proc. ICRC ke-27, Hamburg, 2001, Vol.1, hal.333-336.
Sciutto S.J., AIRES: Sistem simulasi pancuran udara (Versi 2.2.0), astro-ph/9911331 (216 halaman) Shibata T., Spektrum dan komposisi sinar kosmik; observasi langsung, Inv. Rap. Sorot makalah. ICRC ke-24, Roma, 1995, hal.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., dan Yoshii H., Komposisi Kimia Sinar Kosmik Energi Ultra Tinggi yang Diamati oleh AGASA, di Proc. ICRC ke-28, Tsukuba, 2003, Vol.1, hal.401-404.
Simpson J.A., Radiasi kosmik: meninjau masa kini dan masa depan, di Proc. ICRC ke-25, Durban, 1997, Vol.8, hal.4-23.
Wefel J.P., Untuk energi yang lebih tinggi: penyelidikan balon dan satelit di sekitar lutut, J. Phys. G., Vol.29, hal.821-830, 2003.
Wiebel-Sooth B., Biermann P.L., Meyer H., Sinar kosmik. VII. Spektrum elemen individu: prediksi dan data, Astron.? Astroph., Vol.330, hal.389-398, 1998.
Buka halaman lain dari proyek "SiZiF"
Untuk kontak:[dilindungi email]
diterima di SiZiF 05.10.06
