Kosmisko staru fizika uzskatīta par daļu augstas enerģijas fizika Un daļiņu fizika.

Kosmisko staru fizika pētījumi:

• procesi, kas izraisa kosmisko staru rašanos un paātrināšanos;
• kosmisko staru daļiņas, to būtība un īpašības;
• parādības, ko izraisa kosmisko staru daļiņas kosmosā, Zemes atmosfērā un planētās.

Lielas enerģijas lādētu un neitrālu kosmisko daļiņu plūsmu izpēte, kas nokrīt uz Zemes atmosfēras robežas, ir vissvarīgākais eksperimentālais uzdevums.

Klasifikācija pēc kosmisko staru izcelsmes:

• ārpus mūsu Galaktikas;
• Galaktikā;
• saulē;
• starpplanētu telpā.

Primārs Ekstragalaktiskos, galaktiskos un saules kosmiskos starus pieņemts saukt.

Sekundārais Kosmiskos starus parasti sauc par daļiņu plūsmām, kas rodas primāro kosmisko staru ietekmē Zemes atmosfērā un tiek reģistrētas uz Zemes virsmas.

Kosmiskie stari ir dabiskā starojuma (fona starojuma) sastāvdaļa uz Zemes virsmas un atmosfērā.

Pirms paātrinātāju tehnoloģijas attīstības kosmiskie stari kalpoja kā vienīgais augstas enerģijas elementārdaļiņu avots. Tādējādi pozitrons un mions vispirms tika atrasti kosmiskajos staros.

Kosmisko staru enerģijas spektrs sastāv no 43% enerģijas no protoniem, vēl 23% no hēlija kodolu (alfa daļiņu) enerģijas un 34% no enerģijas, ko pārnes citas daļiņas. ] .

Pēc daļiņu skaita kosmiskie stari ir 92% protonu, 6% hēlija kodolu, apmēram 1% smagāku elementu un apmēram 1% elektronu. Pētot kosmisko staru avotus ārpus Saules sistēmas, protonu-kodolkomponentu galvenokārt nosaka gamma staru plūsma, ko tas rada ar orbitālajiem gamma-staru teleskopiem, bet elektronu komponentu nosaka ar tā radīto sinhrotronu starojumu, kas rodas radio diapazons (jo īpaši pie metru viļņiem - pie starojuma starpzvaigžņu vides magnētiskajā laukā) un ar spēcīgiem magnētiskajiem laukiem kosmiskā starojuma avota reģionā - un augstākos frekvenču diapazonos. Tāpēc elektronisko komponentu var noteikt arī ar uz zemes izvietotiem astronomijas instrumentiem.

Tradicionāli kosmiskajos staros novērotās daļiņas iedala šādās grupās: lpp (Z = 1) , (\displeja stils (Z = 1),) α (Z = 2) , (\displeja stils (Z = 2),) L (Z = 3...5) , (\displaystyle (Z=3...5),) M (Z = 6...9) , (\displaystyle (Z=6...9),) H (Z ⩾ 10) , (\displaystyle (Z\geqslant 10)) VH (Z ⩾ 20) (\displaystyle (Z\geqslant 20))(attiecīgi protoni, alfa daļiņas, vieglas, vidējas, smagas un supersmagas). Primārā kosmiskā starojuma ķīmiskā sastāva iezīme ir anomāli augstais (vairākus tūkstošus reižu) L grupas kodolu (litija, berilija, bora) saturs salīdzinājumā ar zvaigžņu un starpzvaigžņu gāzes sastāvu. Šī parādība izskaidrojama ar to, ka kosmisko daļiņu rašanās mehānisms galvenokārt paātrina smagos kodolus, kas, mijiedarbojoties ar starpzvaigžņu vides protoniem, sadalās vieglākos kodolos. Šo pieņēmumu apstiprina fakts, ka kosmiskajiem stariem ir ļoti augsta izotropijas pakāpe.

Kosmisko staru fizikas vēsture

Pirmā norāde uz ārpuszemes izcelsmes jonizējošā starojuma pastāvēšanas iespējamību tika iegūta 20. gadsimta sākumā eksperimentos, pētot gāzu vadītspēju. Konstatēto spontāno elektrisko strāvu gāzē nevarēja izskaidrot ar jonizāciju, kas rodas Zemes dabiskās radioaktivitātes dēļ. Novērotais starojums izrādījās tik iekļūstošs, ka jonizācijas kamerās joprojām tika novērota atlikušā strāva, ko aizsargāja biezi svina slāņi. 1911.-1912.gadā tika veikti vairāki eksperimenti ar balonu jonizācijas kamerām. Hess atklāja, ka starojums palielinās līdz ar augstumu, bet jonizācijai, ko izraisa Zemes radioaktivitāte, vajadzētu samazināties līdz ar augstumu. Kolherstera eksperimenti pierādīja, ka šis starojums ir vērsts no augšas uz leju.

1921.-1925.gadā amerikāņu fiziķis Millikans, pētot kosmiskā starojuma absorbciju Zemes atmosfērā atkarībā no novērošanas augstuma, atklāja, ka svinā šis starojums tiek absorbēts tāpat kā gamma starojums no kodoliem. Millikans pirmais šo starojumu nosauca par kosmiskajiem stariem.

1925. gadā padomju fiziķi L.A.Tuvims un L.V.Mysovskis mērīja kosmiskā starojuma absorbciju ūdenī: izrādījās, ka šis starojums tika absorbēts desmit reizes mazāk nekā kodolu gamma starojums. Mysovskis un Tuvims arī atklāja, ka starojuma intensitāte ir atkarīga no barometriskā spiediena - viņi atklāja "barometrisko efektu". D.V. Skobelcina eksperimenti ar mākoņu kameru, kas novietota pastāvīgā magnētiskajā laukā, ļāva "redzēt" jonizācijas dēļ kosmisko daļiņu pēdas (sliedes). D. V. Skobeļcins atklāja kosmisko daļiņu lietusgāzes.

Eksperimenti ar kosmiskajiem stariem ļāva veikt vairākus fundamentālus atklājumus mikropasaules fizikā.

Īpaši augstas enerģijas kosmiskie stari

Dažu daļiņu enerģija (piemēram, Ak-Mans Dievs daļiņa) pārsniedz GZK (Greisens - Zatsepins - Kuzmins) robežu - teorētisko kosmisko staru enerģijas robežu. 5⋅10 19 eV, ko izraisa to mijiedarbība ar kosmiskā mikroviļņu fona starojuma fotoniem. Gada laikā AGASA observatorija reģistrēja vairākus desmitus šādu daļiņu. (Angļu)krievu valoda. Šiem novērojumiem vēl nav pietiekami pamatota zinātniska skaidrojuma.

Kosmisko staru noteikšana

Ilgu laiku pēc kosmisko staru atklāšanas to reģistrēšanas metodes neatšķīrās no daļiņu reģistrēšanas metodēm paātrinātājos, visbiežāk gāzizlādes skaitītājos vai kodolfotogrāfijas emulsijās, kas paceltas stratosfērā vai kosmosā. Bet šī metode neļauj sistemātiski novērot augstas enerģijas daļiņas, jo tās parādās diezgan reti, un telpu, kurā šāds skaitītājs var veikt novērojumus, ierobežo tā lielums.

Mūsdienu observatorijas darbojas pēc dažādiem principiem. Kad lielas enerģijas daļiņa nonāk atmosfērā, tā mijiedarbojas ar gaisa atomiem pirmajos 100 g/cm², izraisot daļiņu, galvenokārt pionu un mionu, uzplūdu, kas savukārt rada citas daļiņas utt. . Izveidojas daļiņu konuss, ko sauc par dušu. Šādas daļiņas pārvietojas ar ātrumu, kas pārsniedz gaismas ātrumu gaisā, kā rezultātā rodas Čerenkova mirdzums, ko nosaka teleskopi. Šis paņēmiens ļauj uzraudzīt debess apgabalus, kas aptver simtiem kvadrātkilometru.

Ietekme uz kosmosa lidojumiem

Kosmisko staru vizuālā parādība (Angļu)

ISS astronauti, aizverot acis, redz gaismas uzplaiksnījumus ne biežāk kā reizi 3 minūtēs; iespējams, šī parādība ir saistīta ar augstas enerģijas daļiņu ietekmi, kas nonāk tīklenē. Tomēr tas nav eksperimentāli apstiprināts, iespējams, ka šim efektam ir tikai psiholoģiski pamati.

Radiācija

Ilgstoša kosmiskā starojuma iedarbība var ļoti negatīvi ietekmēt cilvēka veselību. Cilvēces tālākai paplašināšanai uz citām Saules sistēmas planētām būtu jāizstrādā uzticama aizsardzība pret šādām briesmām - Krievijas un ASV zinātnieki jau meklē veidus, kā šo problēmu atrisināt.

Fizikālo un matemātikas zinātņu doktors B. HRENOVS, Maskavas Valsts universitātes D. V. Skobelcina vārdā nosauktais Kodolfizikas zinātniskās pētniecības institūts. M. V. Lomonosovs.

Krabja miglājs, pētīts dažāda viļņa garuma staros. Zilā krāsa - rentgena stari (NASA, Chandra X-ray Observatory), zaļā - optiskais diapazons (NASA, Habla observatorija), sarkanā - infrasarkanais starojums (ESA, Observatorija)

HESS uzstādīšana Namībijā.

Krabja gamma staru enerģijas spektrs, ko mēra HESS iekārtā (taisna līnija aptuveni atbilst šim spektram). Gamma kvantu plūsma ar sliekšņa enerģiju 1 TeV ir vienāda ar (2,26 ± 0,08) x 10 ^-11 cm ^-2· Ar ^-1.

Gamma starojuma ar enerģiju 1-10 GeV pienākšanas virziena sadalījums galaktikas koordinātēs, saskaņā ar EGRET satelīta datiem.

Pjēra Ožera observatorijas daļiņu detektors.

Atmosfēras fluorescences detektors: seši teleskopi skenē atmosfēru 0-30 redzes laukā ^O augstumā virs horizonta un redzes laukā 0-180 ^O azimutā.

Detektoru atrašanās vietu karte Pjēra Ožera observatorijā Mendosas provincē, Argentīnā. Punkti ir daļiņu detektori.

TUS kosmosa detektors novēros īpaši augstas enerģijas EAS no Zemes orbītas.

Eksperimentālie dati par kosmisko staru enerģijas spektru plašā primāro daļiņu enerģiju diapazonā. Lai kompakti attēlotu datus, diferenciālās daļiņu plūsmas intensitāte tiek reizināta ar E3.

Relativistiskas gāzes strūkla, kas izmesta no eliptiskās galaktikas M87.

Gamma kvantu enerģijas spektri, kas izmērīti HESS instalācijā: trijstūri - no M87 avota, apļi - no Krabja. Gamma kvantu plūsma ar sliekšņa enerģiju 1 TeV ir vienāda ar (2,26 ± 0,08) x 10 ^–11 cm ^–2 Ar ^– 1.

Ir pagājuši gandrīz simts gadi, kopš tika atklāti kosmiskie stari – lādētu daļiņu plūsmas, kas nāk no Visuma dzīlēm. Kopš tā laika ir veikti daudzi atklājumi saistībā ar kosmisko starojumu, taču joprojām ir saglabājušies daudzi noslēpumi. Viens no tiem, iespējams, ir visintriģējošākais: no kurienes nāk daļiņas, kuru enerģija pārsniedz 10 20 eV, tas ir, gandrīz miljards triljonu elektronu voltu, miljons reižu vairāk nekā tiks iegūts visspēcīgākajā paātrinātājā - Lielajā. Hadronu paātrinātājs LHC? Kādi spēki un lauki paātrina daļiņas līdz tik briesmīgām enerģijām?

Kosmiskos starus 1912. gadā atklāja austriešu fiziķis Viktors Hess. Viņš bija Vīnes Radija institūta darbinieks un veica pētījumus par jonizētām gāzēm. Tajā laikā viņi jau zināja, ka visas gāzes (ieskaitot atmosfēru) vienmēr ir nedaudz jonizētas, kas liecināja par radioaktīvas vielas (piemēram, rādija) klātbūtni gāzē vai jonizāciju mērošas ierīces tuvumā, visticamāk, zemes garozā. Lai pārbaudītu šo pieņēmumu, tika veikti eksperimenti ar jonizācijas detektora pacelšanu balonā, jo gāzes jonizācijai vajadzētu samazināties, palielinoties attālumam no zemes virsmas. Atbilde bija pretēja: Hess atklāja kādu starojumu, kura intensitāte pieauga līdz ar augstumu. Tas lika domāt, ka tas nācis no kosmosa, taču beidzot pierādīt staru ārpuszemes izcelsmi izdevās tikai pēc neskaitāmiem eksperimentiem (V. Hesam Nobela prēmija tika piešķirta tikai 1936. gadā). Atcerēsimies, ka termins “starojums” nenozīmē, ka šiem stariem ir tikai elektromagnētisks raksturs (piemēram, saules gaisma, radioviļņi vai rentgena stari); to izmantoja, lai atklātu parādību, kuras būtība vēl nebija zināma. Un, lai gan drīz kļuva skaidrs, ka kosmisko staru galvenā sastāvdaļa ir paātrināti lādētas daļiņas, protoni, šis termins tika saglabāts. Jaunās parādības izpēte ātri sāka dot rezultātus, kas parasti tiek uzskatīti par "zinātnes līderi".

Ļoti augstas enerģijas kosmisko daļiņu atklāšana uzreiz (ilgi pirms protonu paātrinātāja radīšanas) radīja jautājumu: kāds ir lādētu daļiņu paātrināšanas mehānisms astrofiziskos objektos? Šodien mēs zinām, ka atbilde izrādījās nenozīmīga: dabisks, “kosmisks” paātrinātājs radikāli atšķiras no cilvēka radītajiem paātrinātājiem.

Drīz kļuva skaidrs, ka kosmiskie protoni, lidojot cauri matērijai, mijiedarbojas ar tās atomu kodoliem, radot iepriekš nezināmas nestabilas elementārdaļiņas (tās galvenokārt tika novērotas Zemes atmosfērā). Viņu dzimšanas mehānisma izpēte ir pavērusi auglīgu ceļu elementārdaļiņu taksonomijas konstruēšanai. laboratorijā protoni un elektroni iemācījās paātrināties un radīt milzīgas to plūsmas, nesalīdzināmi blīvākas nekā kosmiskajos staros. Galu galā eksperimenti par daļiņu mijiedarbību, kas saņēma enerģiju paātrinātājos, radīja modernu mikropasaules attēlu.

1938. gadā franču fiziķis Pjērs Ožers atklāja ievērojamu parādību - sekundāro kosmisko daļiņu lietusgāzes, kas rodas primāro protonu un ārkārtīgi augstas enerģijas kodolu mijiedarbības rezultātā ar atmosfēras atomu kodoliem. Izrādījās, ka kosmisko staru spektrā ir daļiņas, kuru enerģija ir 10 15 -10 18 eV robežās - miljoniem reižu vairāk nekā laboratorijā paātrināto daļiņu enerģija. Akadēmiķis Dmitrijs Vladimirovičs Skobeļcins piešķīra īpašu nozīmi šādu daļiņu izpētei un tūlīt pēc kara 1947. gadā kopā ar saviem tuvākajiem kolēģiem G. T. Zatsepinu un N. A. Dobrotinu organizēja visaptverošus pētījumus par sekundāro daļiņu kaskādēm atmosfērā, ko sauca par plašām gaisa dušām ( EAS). Pirmo kosmisko staru pētījumu vēsture ir atrodama N. Dobrotina un V. Rosi grāmatās. Laika gaitā D. V. Skobelcina skola izauga par vienu no spēcīgākajām pasaulē un ilgus gadus noteica galvenos virzienus īpaši augstas enerģijas kosmisko staru izpētē. Viņas metodes ļāva paplašināt pētāmo enerģiju diapazonu no 10 9 -10 13 eV, kas reģistrēti uz baloniem un satelītiem, līdz 10 13 -10 20 eV. Divi aspekti padarīja šos pētījumus īpaši pievilcīgus.

Pirmkārt, radās iespēja izmantot pašas dabas radītos augstas enerģijas protonus, lai pētītu to mijiedarbību ar atmosfēras atomu kodoliem un atšifrētu smalkāko elementārdaļiņu struktūru.

Otrkārt, kļuva iespējams kosmosā atrast objektus, kas spēj paātrināt daļiņas līdz ārkārtīgi augstām enerģijām.

Pirmais aspekts izrādījās ne tik auglīgs, kā cerēts: elementārdaļiņu smalkās struktūras izpēte prasīja daudz vairāk datu par protonu mijiedarbību, nekā spēj nodrošināt kosmiskie stari. Tajā pašā laikā būtisks ieguldījums mikropasaules izpratnē tika dots, pētot protonu mijiedarbības vispārīgāko raksturlielumu atkarību no to enerģijas. Tieši EAS izpētes laikā tika atklāta iezīme sekundāro daļiņu skaita un to enerģijas sadalījuma atkarībā no primārās daļiņas enerģijas, kas saistīta ar elementārdaļiņu kvarka-gluona struktūru. Šie dati vēlāk tika apstiprināti eksperimentos ar paātrinātājiem.

Mūsdienās ir izveidoti uzticami kosmisko staru mijiedarbības modeļi ar atmosfēras atomu kodoliem, kas ļāvuši izpētīt to augstākās enerģijas primāro daļiņu enerģijas spektru un sastāvu. Kļuva skaidrs, ka kosmiskajiem stariem ir ne mazāka nozīme Galaktikas attīstības dinamikā kā tās laukiem un starpzvaigžņu gāzes plūsmām: kosmisko staru, gāzes un magnētiskā lauka īpatnējā enerģija ir aptuveni vienāda ar 1 eV uz cm 3. Ar šādu enerģijas līdzsvaru starpzvaigžņu vidē ir dabiski pieņemt, ka kosmisko staru daļiņu paātrinājums, visticamāk, notiek tajos pašos objektos, kas ir atbildīgi par sildīšanu un gāzes izdalīšanos, piemēram, novās un supernovās to sprādziena laikā.

Pirmo kosmisko staru paātrinājuma mehānismu ierosināja Enriko Fermi protoniem, kas haotiski saduras ar magnetizētiem starpzvaigžņu plazmas mākoņiem, taču nevarēja izskaidrot visus eksperimentālos datus. 1977. gadā akadēmiķis Hermogens Filippovičs Krimskis parādīja, ka šim mehānismam vajadzētu daudz spēcīgāk paātrināt daļiņas supernovas paliekās triecienviļņu frontēs, kuru ātrums ir par lielumu kārtām lielāks nekā mākoņu ātrums. Mūsdienās ir ticami pierādīts, ka kosmisko protonu un kodolu paātrinājuma mehānisms ar triecienvilni supernovu apvalkos ir visefektīvākais. Bet maz ticams, ka tas spēs to reproducēt laboratorijas apstākļos: paātrinājums notiek salīdzinoši lēni un prasa milzīgu enerģijas daudzumu, lai noturētu paātrinātās daļiņas. Supernovas apvalkos šie apstākļi pastāv sprādziena būtības dēļ. Zīmīgi, ka kosmisko staru paātrinājums notiek unikālā astrofiziskā objektā, kas ir atbildīgs par smago kodolu (smagāk par hēliju) sintēzi, kas faktiski atrodas kosmiskajos staros.

Mūsu galaktikā ir zināmas vairākas supernovas, kas ir mazākas par tūkstoš gadiem un kuras ir novērotas ar neapbruņotu aci. Slavenākie ir Krabja miglājs Vērša zvaigznājā ("Krabis" ir supernovas sprādziena palieka 1054. gadā, atzīmēts austrumu hronikās), Kasiopeja-A (1572. gadā novēroja astronoms Tiho Brahe) un Keplera supernova. Ophiuchus zvaigznājā (1680). To apvalku diametrs mūsdienās ir 5-10 gaismas gadi (1 gaismas gads = 10 16 m), tas ir, tie izplešas ar ātrumu aptuveni 0,01 gaismas ātruma un atrodas aptuveni desmit tūkstošu gaismas attālumā. gadus no Zemes. Supernovu (“miglāju”) čaulas optiskajā, radio, rentgenstaru un gamma staru diapazonā novēroja Čandras, Habla un Špicera kosmosa observatorijas. Viņi ticami parādīja, ka elektronu un protonu paātrinājums, ko pavada rentgena starojums, patiesībā notiek čaumalās.

Apmēram 60 supernovas paliekas, kas jaunākas par 2000 gadiem, varētu piepildīt starpzvaigžņu telpu ar kosmiskajiem stariem ar izmērīto īpatnējo enerģiju (~1 eV uz cm 3), savukārt ir zināmi mazāk nekā desmit no tiem. Šis trūkums tiek skaidrots ar to, ka Galaktikas plaknē, kur koncentrējas zvaigznes un supernovas, ir daudz putekļu, kas nelaiž gaismu uz Zemes novērotāju. Novērojumi rentgena un gamma staros, kuriem putekļu slānis ir caurspīdīgs, ļāva paplašināt novēroto “jauno” supernovu čaulu sarakstu. Jaunākais no šiem jaunatklātajiem apvalkiem bija Supernova G1.9+0.3, kas tika novērots ar Chandra rentgena teleskopu, sākot no 2008. gada janvāra. Aprēķini par tā korpusa izmēru un izplešanās ātrumu liecina, ka tas uzliesmoja aptuveni pirms 140 gadiem, bet nebija redzams optiskajā diapazonā, jo galaktikas putekļu slānis pilnībā absorbēja tā gaismu.

Datus par supernovām, kas eksplodē mūsu Piena Ceļa galaktikā, papildina daudz bagātāka statistika par supernovām citās galaktikās. Tiešs paātrināto protonu un kodolu klātbūtnes apstiprinājums ir gamma starojums ar augstas enerģijas fotoniem, kas rodas neitrālu pionu sabrukšanas rezultātā - protonu (un kodolu) mijiedarbības produkti ar avota vielu. Šādi augstākās enerģijas fotoni tiek novēroti, izmantojot teleskopus, kas fiksē Vavilova-Čerenkova mirdzumu, ko izstaro sekundārās EAS daļiņas. Vismodernākais šāda veida instruments ir sešu teleskopu bloks, kas izveidots sadarbībā ar HESS Namībijā. Krabja gamma stari bija pirmie, kas tika izmērīti, un tā intensitāte kļuva par intensitātes mēru citiem avotiem.

Iegūtais rezultāts ne tikai apstiprina protonu un kodolu paātrinājuma mehānisma esamību supernovā, bet arī ļauj novērtēt paātrināto daļiņu spektru: tiek iegūti “sekundāro” gamma staru un “primāro” protonu un kodolu spektri. ļoti tuvu. Krabja magnētiskais lauks un tā lielums ļauj paātrināt protonus līdz enerģijām, kas ir aptuveni 10 15 eV. Kosmisko staru daļiņu spektri avotā un starpzvaigžņu vidē ir nedaudz atšķirīgi, jo daļiņu varbūtība atstāt avotu un daļiņu dzīves ilgums Galaktikā ir atkarīgs no daļiņas enerģijas un lādiņa. Zemes tuvumā izmērīto kosmisko staru enerģijas spektra un sastāva salīdzināšana ar spektru un sastāvu avotā ļāva saprast, cik ilgi daļiņas pārvietojas starp zvaigznēm. Kosmiskajos staros Zemes tuvumā litija, berilija un bora kodolu bija ievērojami vairāk nekā avotā - to papildu skaits parādās smagāku kodolu mijiedarbības rezultātā ar starpzvaigžņu gāzi. Izmērot šo starpību, mēs aprēķinājām vielas daudzumu X, caur kuru izgāja kosmiskie stari, klaiņojot starpzvaigžņu vidē. Kodolfizikā vielas daudzumu, ar kuru daļiņa sastopas savā ceļā, mēra g/cm2. Tas ir saistīts ar faktu, ka, lai aprēķinātu daļiņu plūsmas samazināšanos sadursmēs ar vielas kodoliem, ir jāzina daļiņu sadursmju skaits ar kodoliem, kuriem ir dažādi laukumi (sekcijas) šķērsām virzienam. daļiņas. Izsakot vielas daudzumu šajās vienībās, tiek iegūta vienota mērījumu skala visiem kodoliem.

Eksperimentāli atrastā vērtība X ~ 5-10 g/cm 2 ļauj novērtēt kosmisko staru dzīves ilgumu t starpzvaigžņu vidē: t X/ρc, kur c ir daļiņu ātrums, aptuveni vienāds ar gaismas ātrumu, ρ ~10–24 g/cm3 ir vidēja blīvuma starpzvaigžņu vide. Tādējādi kosmisko staru kalpošanas laiks ir aptuveni 10 8 gadi. Šis laiks ir daudz garāks nekā daļiņas lidojuma laiks, kas ar ātrumu c virzās taisnā līnijā no avota uz Zemi (3·10 4 gadi visattālākajiem avotiem Galaktikas pusē, kas atrodas mums pretī). Tas nozīmē, ka daļiņas nepārvietojas taisnā līnijā, bet piedzīvo izkliedi. Haotiski magnētiskie lauki galaktikas ar indukciju B ~ 10 –6 gauss (10 –10 teslas) pārvieto tās pa apli ar rādiusu (žirorādiuss) R = E/3 x 10 4 B, kur R ir m, E ir daļiņa enerģija eV, V - magnētiskā lauka indukcija gausos. Pie mērenām daļiņu enerģijām E< 10 17 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·10 20 м).

Aptuveni taisnā līnijā no avota nāks tikai daļiņas ar enerģiju E > 10 19 eV. Tāpēc to daļiņu virziens, kuru enerģija ir mazāka par 10 19 eV, kas rada EAS, nenorāda to avotu. Šajā enerģijas reģionā atliek tikai novērot sekundāro starojumu, ko pašos avotos rada protoni un kosmisko staru kodoli. Novērojamajā gamma starojuma enerģijas reģionā (E< 10 13 эВ) данные о направлении прихода его квантов убедительно показывают, что космические лучи излучают объекты, сконцентрированные в плоскости нашей Галактики. Там же сосредоточено и межзвёздное вещество, с которым взаимодействуют частицы космических лучей, генерируя вторичное гамма-излучение.

Ideja par kosmiskajiem stariem kā “lokālu” galaktikas parādību izrādījās patiesa tikai mērenas enerģijas daļiņām E< 10 17 эВ. Ограниченные возможности Галактики как ускорять, так и удерживать частицы с особенно высокой энергией были убедительно продемонстрированы в опытах по измерению энергетического спектра космических лучей.

1958. gadā Georgijs Borisovičs Kristiansens un vācietis Viktorovičs Kuļikovs atklāja krasas izmaiņas kosmisko staru enerģijas spektra izskatā pie enerģijas, kas ir aptuveni 3·10 15 eV. Pie enerģijām, kas ir zemākas par šo vērtību, eksperimentālos datus par daļiņu spektru parasti uzrādīja “jaudas” formā, tādējādi daļiņu skaits N ar noteiktu enerģiju E tika uzskatīts par apgriezti proporcionālu daļiņu enerģijai jaudai γ: N(E) )=a/E γ (γ ir diferenciālā eksponenta spektrs). Līdz enerģijai 3·10 15 eV indikators γ = 2,7, bet, pārejot uz augstākām enerģijām, enerģijas spektrs piedzīvo “izķeršanos”: enerģijām E > 3·10 15 eV γ kļūst par 3,15. Ir dabiski šīs spektra izmaiņas saistīt ar paātrināto daļiņu enerģijas tuvošanos maksimālajai iespējamajai vērtībai, kas aprēķināta paātrinājuma mehānismam supernovās. Šo spektra lūzuma skaidrojumu atbalsta arī primāro daļiņu kodolsastāvs enerģijas diapazonā 10 15 -10 17 eV. Visticamāko informāciju par to sniedz sarežģītas EAS instalācijas - “MGU”, “Tunka”, “Tibet”, “Cascade”. Ar to palīdzību tiek iegūta ne tikai informācija par primāro kodolu enerģiju, bet arī parametri atkarībā no to atomu skaita - dušas “platums”, attiecība starp elektronu un mionu skaitu, starp enerģētiskāko kodolu skaitu. elektroni un to kopējais skaits. Visi šie dati liecina, ka, palielinoties primāro daļiņu enerģijai no spektra kreisās robežas pirms tā pārrāvuma līdz enerģijai pēc pārtraukuma, to vidējā masa palielinās. Šīs daļiņu masas sastāva izmaiņas atbilst Supernovas daļiņu paātrinājuma modelim - to ierobežo maksimālā enerģija, kas ir atkarīga no daļiņas lādiņa. Protoniem šī maksimālā enerģija ir aptuveni 3·10 15 eV un palielinās proporcionāli paātrinātās daļiņas (kodola) lādiņam, tādējādi dzelzs kodoli tiek efektīvi paātrināti līdz ~10 17 eV. Daļiņu plūsmu intensitāte ar enerģiju, kas pārsniedz maksimumu, strauji samazinās.

Bet daļiņu reģistrēšana ar vēl lielākām enerģijām (~3·10 18 eV) parādīja, ka kosmisko staru spektrs ne tikai nepārtrūkst, bet atgriežas pirms pārtraukuma novērotajā formā!

Enerģijas spektra mērījumi “īpaši augstas” enerģijas reģionā (E > 10 18 eV) ir ļoti sarežģīti, jo šādu daļiņu skaits ir neliels. Lai novērotu šos retos notikumus, ir jāizveido detektoru tīkls EAS daļiņu un to radītā Vavilova-Čerenkova starojuma un jonizācijas starojuma (atmosfēras fluorescences) plūsmai atmosfērā simtiem un pat tūkstošu platībā. kvadrātkilometru. Tik lielām, sarežģītām iekārtām tiek izvēlētas vietas ar ierobežotu saimniecisko darbību, bet ar spēju nodrošināt uzticamu ļoti daudzu detektoru darbību. Šādas iekārtas vispirms tika uzbūvētas desmitiem kvadrātkilometru lielās teritorijās (Jakutska, Haveras parks, Akeno), pēc tam simtiem (AGASA, Fly's Eye, HiRes), un, visbeidzot, tagad tiek radītas tūkstošiem kvadrātkilometru lielas instalācijas (Pjēra Ožera observatorija Argentīna, teleskopiskā instalācija Jūtā, ASV).

Nākamais solis īpaši augstas enerģijas kosmisko staru izpētē būs metodes izstrāde EAS noteikšanai, novērojot atmosfēras fluorescenci no kosmosa. Sadarbībā ar vairākām valstīm Krievija veido pirmo kosmosa EAS detektoru – projektu TUS. Paredzams, ka vēl viens šāds detektors tiks uzstādīts Starptautiskajā kosmosa stacijā ISS (projekti JEM-EUSO un KLPVE).

Ko mēs šodien zinām par īpaši augstas enerģijas kosmiskajiem stariem? Apakšējā attēlā parādīts kosmisko staru enerģijas spektrs ar enerģiju virs 10 18 eV, kas iegūti, izmantojot jaunākās paaudzes iekārtas (HiRes, Pierre Oger Observatory) kopā ar datiem par zemākas enerģijas kosmiskajiem stariem, kas, kā parādīts iepriekš, pieder Piena Ceļa galaktika. Var redzēt, ka pie enerģijām 3·10 18 -3·10 19 eV diferenciālā enerģijas spektra indekss samazinājās līdz vērtībai 2,7-2,8, tieši tāpat kā galaktikas kosmiskajiem stariem, kad daļiņu enerģijas ir daudz mazākas par maksimālais iespējamais galaktikas paātrinātājiem. Vai tas neliecina, ka pie īpaši augstām enerģijām galveno daļiņu plūsmu rada ekstragalaktiskas izcelsmes paātrinātāji ar maksimālo enerģiju, kas ievērojami pārsniedz galaktisko? Galaktisko kosmisko staru spektra lūzums liecina, ka ekstragalaktisko kosmisko staru devums krasi mainās, pārejot no mērenu enerģiju apgabala 10 14 -10 16 eV, kur tas ir aptuveni 30 reizes mazāks nekā galaktisko staru devums (spektrs attēlā, kas norādīta ar punktētu līniju), uz īpaši augstas enerģijas reģionu, kur tas kļūst dominējošs.

Pēdējās desmitgadēs ir uzkrāti daudzi astronomiski dati par ārpusgalaktiskiem objektiem, kas spēj paātrināt lādētas daļiņas līdz enerģijai, kas ir daudz lielāka par 10 19 eV. Acīmredzama zīme, ka objekts ar izmēru D var paātrināt daļiņas līdz enerģijai E, ir magnētiskā lauka B klātbūtne visā šajā objektā tā, ka daļiņas žiroskops ir mazāks par D. Šādi kandidātu avoti ir radio galaktikas (izstaro spēcīgu radio emisiju). ; aktīvo galaktiku kodoli, kas satur melnos caurumus; saduras galaktikas. Visās no tām ir gāzes (plazmas) strūklas, kas pārvietojas ar milzīgu ātrumu, tuvojoties gaismas ātrumam. Šādas strūklas spēlē akseleratora darbībai nepieciešamo triecienviļņu lomu. Lai novērtētu to ieguldījumu novērotajā kosmisko staru intensitātē, ir jāņem vērā avotu sadalījums attālumos no Zemes un daļiņu enerģijas zudumi starpgalaktiskajā telpā. Pirms fona kosmiskās radio emisijas atklāšanas starpgalaktiskā telpa šķita “tukša” un caurspīdīga ne tikai elektromagnētiskajam starojumam, bet arī īpaši augstas enerģijas daļiņām. Gāzes blīvums starpgalaktiskajā telpā, pēc astronomiskajiem datiem, ir tik mazs (10 –29 g/cm 3), ka pat milzīgos simtiem miljardu gaismas gadu (10 24 m) attālumos daļiņas nesaskaras ar gāzes kodoliem. atomi. Taču, kad izrādījās, ka Visums ir piepildīts ar zemas enerģijas fotoniem (apmēram 500 fotoni/cm 3 ar enerģiju E f ~ 10 –3 eV), kas palikuši pēc Lielā sprādziena, kļuva skaidrs, ka protoni un kodoli, kuru enerģija ir lielāka par E ~ 5 10 19 eV, Greisena-Zatsepina-Kuzmina (GZK) robeža, ir jāsadarbojas ar fotoniem un jāzaudē lielākā daļa savas enerģijas ceļā, kas pārsniedz desmitiem miljonu gaismas gadu. Tādējādi lielākā Visuma daļa, kas atrodas vairāk nekā 10 7 gaismas gadu attālumā no mums, izrādījās nepieejama novērošanai staros, kuru enerģija pārsniedz 5 · 10 19 eV. Jaunākie eksperimentālie dati par īpaši augstas enerģijas kosmisko staru spektru (HiRes instalācija, Pjēra Ožera observatorija) apstiprina šīs enerģijas robežas esamību daļiņām, kas novērotas no Zemes.

Kā redzat, ir ārkārtīgi grūti izpētīt īpaši augstas enerģijas kosmisko staru izcelsmi: lielākā daļa iespējamo kosmisko staru avotu ar visaugstāko enerģiju (virs GZK robežas) atrodas tik tālu, ka daļiņas zaudē iegūto enerģiju. avotā ceļā uz Zemi. Un pie enerģijas, kas ir mazāka par GZK robežu, daļiņu novirze no Galaktikas magnētiskā lauka joprojām ir liela, un daļiņu ierašanās virziens, visticamāk, nespēs norādīt avota atrašanās vietu debess sfērā.

Meklējot īpaši augstas enerģijas kosmisko staru avotus, tiek izmantota eksperimentāli izmērītā daļiņu ar pietiekami augstām enerģijām ienākšanas virziena korelācijas analīze - tā, ka Galaktikas lauki daļiņas nedaudz novirza no virziena uz galaktiku. avots. Iepriekšējās paaudzes iekārtas vēl nav sniegušas pārliecinošus datus par daļiņu ierašanās virziena korelāciju ar kādas īpaši atlasītas astrofizisko objektu klases koordinātām. Jaunākos Pjēra Ožera observatorijas datus var uzskatīt par cerību tuvāko gadu laikā iegūt datus par AGN tipa avotu lomu intensīvu daļiņu plūsmu veidošanā ar enerģijām GZK robežās.

Interesanti, ka AGASA instalācija saņēma norādes par “tukšo” virzienu esamību (tiem, kur nav zināmi avoti), pa kuriem novērojuma laikā nonāk divas vai pat trīs daļiņas. Tas izraisīja lielu interesi starp fiziķiem, kas nodarbojas ar kosmoloģiju - zinātni par Visuma izcelsmi un attīstību, kas ir nesaraujami saistīta ar elementārdaļiņu fiziku. Izrādās, ka daži mikropasaules uzbūves un Visuma attīstības modeļi (Lielā sprādziena teorija) paredz supermasīvu elementārdaļiņu saglabāšanos mūsdienu Visumā ar masu 10 23 -10 24 eV, no kurām matērijai vajadzētu būt Lielā sprādziena agrīnajā stadijā. To izplatība Visumā nav īsti skaidra: tās var vai nu vienmērīgi sadalīties telpā, vai arī “pievilkt” masīvajiem Visuma reģioniem. To galvenā iezīme ir tā, ka šīs daļiņas ir nestabilas un var sadalīties vieglākās, tostarp stabilos protonos, fotonos un neitrīnos, kas iegūst milzīgu kinētisko enerģiju - vairāk nekā 10 20 eV. Vietas, kur šādas daļiņas tiek saglabātas (Visuma topoloģiskie defekti), var izrādīties protonu, fotonu vai īpaši augstas enerģijas neitrīno avoti.

Tāpat kā galaktisko avotu gadījumā, arī ekstragalaktisko īpaši augstas enerģijas kosmisko staru paātrinātāju esamību apstiprina dati no gamma staru detektoriem, piemēram, HESS teleskopiem, kas vērsti uz iepriekš minētajiem ekstragalaktiskajiem objektiem - kosmisko staru avotu kandidātiem.

Starp tiem visdaudzsološākie bija aktīvie galaktikas kodoli (AGN) ar gāzes strūklu. Viens no visvairāk izpētītajiem objektiem HESS instalācijā ir M87 galaktika Jaunavas zvaigznājā, kas atrodas 50 miljonu gaismas gadu attālumā no mūsu galaktikas. Tās centrā ir melnais caurums, kas nodrošina enerģiju tā tuvumā esošajiem procesiem un jo īpaši šai galaktikai piederošajai milzu plazmas strūklai. Kosmisko staru paātrinājumu M87 tieši apstiprina tā gamma starojuma novērojumi, fotonu enerģijas spektrs ar enerģiju 1-10 TeV (10 12 -10 13 eV), kas novērots HESS instalācijā. Novērotā gamma staru intensitāte no M87 ir aptuveni 3% no krabja intensitātes. Ņemot vērā attāluma atšķirību līdz šiem objektiem (5000 reižu), tas nozīmē, ka M87 spožums pārsniedz Krabja spilgtumu par 25 miljoniem reižu!

Šim objektam ģenerētie daļiņu paātrinājuma modeļi norāda, ka M87 paātrināto daļiņu intensitāte varētu būt tik liela, ka pat 50 miljonu gaismas gadu attālumā šī avota ieguldījums varētu radīt novēroto kosmisko staru intensitāti ar enerģiju virs 10 19 eV .

Bet šeit ir noslēpums: mūsdienu datos par EAS attiecībā uz šo avotu nav pārpalikuma daļiņu ar enerģiju aptuveni 10 19 eV. Bet vai šis avots neparādīsies turpmāko kosmosa eksperimentu rezultātos, pie tādām enerģijām, kad attāli avoti vairs neveicinās novērotos notikumus? Situāciju ar enerģijas spektra pārtraukumu var atkārtoties, piemēram, pie enerģijas 2·10 20 . Taču šoreiz avotam jābūt redzamam primārās daļiņas trajektorijas virziena mērījumos, jo enerģijas > 2·10 20 eV ir tik lielas, ka daļiņas nedrīkst novirzīt galaktikas magnētiskajos laukos.

Kā redzam, pēc gadsimtu ilgas kosmisko staru izpētes mūs atkal gaida jauni atklājumi, šoreiz ultraaugstas enerģijas kosmiskais starojums, kura būtība vēl nav zināma, bet var spēlēt nozīmīgu lomu Visuma uzbūvē.

Literatūra

Dobrotins N. A. Kosmiskie stari. - M.: Izdevniecība. PSRS Zinātņu akadēmija, 1963.

Murzins V.S. Ievads kosmisko staru fizikā. - M.: Izdevniecība. Maskavas Valsts universitāte, 1988.

Panasjuks M. I. Visuma klejotāji jeb Lielā sprādziena atbalss. - Fryazino: “Vek2”, 2005.

Rossi B. Kosmiskie stari. - M.: Atomizdāts, 1966. gads.

Khrenov B.A. Relatīvistiskie meteori // Zinātne Krievijā, 2001, Nr. 4.

Hrenovs B. A. un Panasjuks M. I. Kosmosa vēstneši: tālu vai tuvu? // Daba, 2006, 2.nr.

Hrenovs B. A. un Klimovs P. A. Gaidāms atklājums // Daba, 2008, Nr. 4.

Enciklopēdisks YouTube

1 / 5

✪ Kosmiskie stari: kas tie ir?

✪ NASA: pēta KOSMISKO STARU

✪ Īpaši augstas enerģijas kosmiskie stari - Sergejs Troickis

✪ KOSMISKO STARU NOSLĒPUMS

✪ Lieliski mazā. Kosmisko staru eksperiments

Subtitri

Pamatinformācija

Kosmisko staru fizika uzskatīta par daļu augstas enerģijas fizika Un daļiņu fizika.

Kosmisko staru fizika pētījumi:

• procesi, kas izraisa kosmisko staru rašanos un paātrināšanos;
• kosmisko staru daļiņas, to būtība un īpašības;
• parādības, ko izraisa kosmisko staru daļiņas kosmosā, Zemes atmosfērā un planētās.

Lielas enerģijas lādētu un neitrālu kosmisko daļiņu plūsmu izpēte, kas nokrīt uz Zemes atmosfēras robežas, ir vissvarīgākais eksperimentālais uzdevums.

Klasifikācija pēc kosmisko staru izcelsmes:

• ārpus mūsu galaktikas
• Galaktikā
• saulē
• starpplanētu telpā

Primārs Ir pieņemts saukt ekstragalaktiskos un galaktiskos starus. Sekundārais Ir ierasts saukt daļiņu plūsmas, kas iet un transformējas Zemes atmosfērā.

Kosmiskie stari ir dabiskā starojuma (fona starojuma) sastāvdaļa uz Zemes virsmas un atmosfērā.

Pirms paātrinātāju tehnoloģijas attīstības kosmiskie stari kalpoja kā vienīgais augstas enerģijas elementārdaļiņu avots. Tātad, pozitrons Un muons pirmo reizi tika atklāti kosmiskajos staros.

Kosmisko staru enerģijas spektrs sastāv no 43% enerģijas protoni, vēl 23% - no enerģijas hēlijs(alfa daļiņas) un 34% enerģijas, ko pārnes atlikušās daļiņas.

Pēc daļiņu skaita kosmiskie stari ir 92% protonu, 6% hēlija kodolu, apmēram 1% smagāku elementu un apmēram 1% elektronu. Pētot kosmisko staru avotus ārpusē Saules sistēma protonu-kodolkomponentu galvenokārt nosaka tā radītā plūsma gamma stari orbitālos gamma staru teleskopus un elektronisko komponentu – atbilstoši tā ģenerētajam sinhrotronu starojums, kas krīt uz radio josla(jo īpaši metru viļņiem - izstarot magnētiskajā laukā starpzvaigžņu vide), un ar spēcīgiem magnētiskajiem laukiem kosmiskā starojuma avota zonā - un augstākos frekvenču diapazonos. Tāpēc elektronisko komponentu var noteikt arī ar uz zemes izvietotiem astronomijas instrumentiem.

Tradicionāli kosmiskajos staros novērotās daļiņas iedala šādās grupās: p (Z = 1) , α (Z = 2) , L (Z = 3 - 5), M (Z = 6 - 9) , H (Z ⩾ 10) , V H (Z  20) (\displeja stils p( Z=1),\alfa (Z=2),L(Z=3-5),M(Z=6-9),H(Z\geqslant 10),VH(Z\geqslant 20))(attiecīgi protoni, alfa daļiņas, vieglas, vidējas, smagas un supersmagas). Primārā kosmiskā starojuma ķīmiskā sastāva iezīme ir anomāli augstais (vairākus tūkstošus reižu) L grupas kodolu saturs ( litijs , berilijs , bors) salīdzinot ar zvaigžņu sastāvu un starpzvaigžņu gāze. Šī parādība izskaidrojama ar to, ka kosmisko daļiņu rašanās mehānisms galvenokārt paātrina smagos kodolus, kas, mijiedarbojoties ar starpzvaigžņu vides protoniem, sadalās vieglākos kodolos. Šo pieņēmumu apstiprina fakts, ka CL ir ļoti augsta pakāpe izotropija.

Kosmisko staru fizikas vēsture

Pirmā norāde uz ārpuszemes izcelsmes jonizējošā starojuma pastāvēšanas iespējamību tika iegūta 20. gadsimta sākumā eksperimentos, pētot gāzu vadītspēju. Konstatēto spontāno elektrisko strāvu gāzē nevarēja izskaidrot ar jonizāciju, kas rodas Zemes dabiskās radioaktivitātes dēļ. Novērotais starojums izrādījās tik iekļūstošs, ka jonizācijas kamerās joprojām tika novērota atlikušā strāva, ko aizsargāja biezi svina slāņi. 1911.-1912.gadā tika veikti vairāki eksperimenti ar balonu jonizācijas kamerām. Hess atklāja, ka starojums palielinās līdz ar augstumu, bet jonizācijai, ko izraisa Zemes radioaktivitāte, vajadzētu samazināties līdz ar augstumu. Kolherstera eksperimenti pierādīja, ka šis starojums ir vērsts no augšas uz leju.

1921-1925, amerikāņu fiziķis Milliken, pētot kosmiskā starojuma absorbciju Zemes atmosfērā atkarībā no novērošanas augstuma, atklāja, ka svinā šis starojums tiek absorbēts tāpat kā gamma starojums serdeņi. Millikans pirmais šo starojumu nosauca par kosmiskajiem stariem. 1925. gadā padomju fiziķi L.A.Tuvim un L. V. Misovskis mērīja kosmiskā starojuma absorbciju ūdenī: izrādījās, ka šis starojums tika absorbēts desmit reizes mazāk nekā kodolu gamma starojums. Mysovskis un Tuvims arī atklāja, ka starojuma intensitāte ir atkarīga no barometriskā spiediena - viņi atklāja "barometrisko efektu". Eksperimenti D. V. Skobeļcina ar mākoņu kameru, kas novietota pastāvīgā magnētiskajā laukā, tie ļāva "redzēt" jonizācijas dēļ kosmisko daļiņu pēdas (sliedes). D. V. Skobeļcins atklāja kosmisko daļiņu lietusgāzes. Eksperimenti ar kosmiskajiem stariem ļāva veikt vairākus fundamentālus atklājumus mikropasaules fizikā.

Saules kosmiskie stari

Saules kosmiskie stari (SCR) ir enerģētiski lādētas daļiņas – elektroni, protoni un kodoli, ko Saule ievada starpplanētu telpā. SCR enerģija svārstās no vairākiem keV līdz vairākiem GeV. Šī diapazona apakšējā daļā SCR robežojas ar ātrgaitas plūsmu protoniem saules vējš. SCR daļiņas parādās sakarā ar saules uzliesmojumi.

Īpaši augstas enerģijas kosmiskie stari

Dažu daļiņu enerģija pārsniedz GZK limits(Greisens - Zatsepins - Kuzmina) - teorētiskā enerģijas robeža kosmiskajiem stariem 5⋅10 19 eV, ko izraisa to mijiedarbība ar fotoniem Kosmiskais mikroviļņu fona starojums. Gada laikā AGASA observatorija reģistrēja vairākus desmitus šādu daļiņu. (Angļu) krievu valoda. Šiem novērojumiem vēl nav pietiekami pamatota zinātniska skaidrojuma.

Kosmisko staru noteikšana

Ilgu laiku pēc kosmisko staru atklāšanas to reģistrēšanas metodes neatšķīrās no metodēm daļiņu reģistrēšanai paātrinātājos, visbiežāk - gāzizlādes skaitītāji vai kodolfotogrāfijas emulsijas, pacelts stratosfērā vai kosmosā. Bet šī metode neļauj sistemātiski novērot augstas enerģijas daļiņas, jo tās parādās diezgan reti, un telpu, kurā šāds skaitītājs var veikt novērojumus, ierobežo tā lielums.

Mūsdienu observatorijas darbojas pēc dažādiem principiem. Kad lielas enerģijas daļiņa nonāk atmosfērā, tā mijiedarbojas ar gaisa atomiem pirmajos 100 g/cm², izraisot veselu daļiņu vētru, galvenokārt peonijas Un muoni, kas savukārt rada citas daļiņas utt. Izveidojas daļiņu konuss, ko sauc par dušu. Šādas daļiņas pārvietojas ar ātrumu, kas pārsniedz gaismas ātrumu gaisā, izraisot Čerenkovs mirdz, ierakstīts ar teleskopiem. Šis paņēmiens ļauj uzraudzīt debess apgabalus, kas aptver simtiem kvadrātkilometru.

Ietekme uz kosmosa lidojumiem

Astronauti ISS kad viņi aizver acis, ne biežāk kā reizi 3 minūtēs, viņi redz gaismas uzplaiksnījumus; iespējams, šī parādība ir saistīta ar augstas enerģijas daļiņu ietekmi, kas nonāk tīklenē. Tomēr tas nav eksperimentāli apstiprināts, iespējams, ka šim efektam ir tikai psiholoģiski pamati.

Boriss Arkadjevičs Hrenovs,
Fizikālo un matemātikas zinātņu doktors, Nosaukts Kodolfizikas pētniecības institūts. D. V. Skobeļcina Maskavas Valsts universitāte. M. V. Lomonosova
“Zinātne un dzīve” 2008.g.10.nr

Ir pagājuši gandrīz simts gadi, kopš tika atklāti kosmiskie stari – lādētu daļiņu plūsmas, kas nāk no Visuma dzīlēm. Kopš tā laika ir veikti daudzi atklājumi saistībā ar kosmisko starojumu, taču joprojām ir saglabājušies daudzi noslēpumi. Viens no tiem, iespējams, ir visintriģējošākais: no kurienes nāk daļiņas, kuru enerģija pārsniedz 10 20 eV, tas ir, gandrīz miljards triljonu elektronu voltu, kas ir miljons reižu lielāks nekā tas, kas tiks iegūts visspēcīgākajā paātrinātājā - Lielais hadronu paātrinātājs? Kādi spēki un lauki paātrina daļiņas līdz tik briesmīgām enerģijām?

Kosmiskos starus 1912. gadā atklāja austriešu fiziķis Viktors Hess. Viņš bija Vīnes Radija institūta darbinieks un veica pētījumus par jonizētām gāzēm. Tajā laikā viņi jau zināja, ka visas gāzes (ieskaitot atmosfēru) vienmēr ir nedaudz jonizētas, kas liecināja par radioaktīvas vielas (piemēram, rādija) klātbūtni gāzē vai jonizāciju mērošas ierīces tuvumā, visticamāk, zemes garozā. Lai pārbaudītu šo pieņēmumu, tika veikti eksperimenti ar jonizācijas detektora pacelšanu balonā, jo gāzes jonizācijai vajadzētu samazināties, palielinoties attālumam no zemes virsmas. Atbilde bija pretēja: Hess atklāja kādu starojumu, kura intensitāte pieauga līdz ar augstumu. Tas lika domāt, ka tas nācis no kosmosa, taču beidzot pierādīt staru ārpuszemes izcelsmi izdevās tikai pēc neskaitāmiem eksperimentiem (V. Hesam Nobela prēmija tika piešķirta tikai 1936. gadā). Atcerēsimies, ka termins “starojums” nenozīmē, ka šiem stariem ir tikai elektromagnētisks raksturs (piemēram, saules gaisma, radioviļņi vai rentgena stari); to izmantoja, lai atklātu parādību, kuras būtība vēl nebija zināma. Un, lai gan drīz kļuva skaidrs, ka kosmisko staru galvenā sastāvdaļa ir paātrināti lādētas daļiņas, protoni, šis termins tika saglabāts. Jaunās parādības izpēte ātri sāka dot rezultātus, kas parasti tiek uzskatīti par "zinātnes līderi".

Ļoti augstas enerģijas kosmisko daļiņu atklāšana uzreiz (ilgi pirms protonu paātrinātāja radīšanas) radīja jautājumu: kāds ir lādētu daļiņu paātrināšanas mehānisms astrofiziskos objektos? Šodien mēs zinām, ka atbilde izrādījās nenozīmīga: dabisks, “kosmisks” paātrinātājs radikāli atšķiras no cilvēka radītajiem paātrinātājiem.

Drīz kļuva skaidrs, ka kosmiskie protoni, lidojot cauri matērijai, mijiedarbojas ar tās atomu kodoliem, radot iepriekš nezināmas nestabilas elementārdaļiņas (tās galvenokārt tika novērotas Zemes atmosfērā). Viņu dzimšanas mehānisma izpēte ir pavērusi auglīgu ceļu elementārdaļiņu taksonomijas konstruēšanai. Laboratorijā viņi iemācījās paātrināt protonus un elektronus un radīt milzīgas to plūsmas, nesalīdzināmi blīvākas nekā kosmiskajos staros. Galu galā eksperimenti par daļiņu mijiedarbību, kas saņēma enerģiju paātrinātājos, radīja modernu mikropasaules attēlu.

1938. gadā franču fiziķis Pjērs Ožers atklāja ievērojamu parādību - sekundāro kosmisko daļiņu lietusgāzes, kas rodas primāro protonu un ārkārtīgi augstas enerģijas kodolu mijiedarbības rezultātā ar atmosfēras atomu kodoliem. Izrādījās, ka kosmisko staru spektrā ir daļiņas, kuru enerģija ir aptuveni 10 15 –10 18 eV - miljoniem reižu vairāk nekā laboratorijā paātrināto daļiņu enerģija. Akadēmiķis Dmitrijs Vladimirovičs Skobeļcins piešķīra īpašu nozīmi šādu daļiņu izpētei un tūlīt pēc kara 1947. gadā kopā ar saviem tuvākajiem kolēģiem G. T. Zatsepinu un N. A. Dobrotinu organizēja visaptverošus pētījumus par sekundāro daļiņu kaskādēm atmosfērā, ko sauca par plašām gaisa dušām ( EAS). Pirmo kosmisko staru pētījumu vēsture ir atrodama N. Dobrotina un V. Rosi grāmatās. Laika gaitā skola D.V. Skobeltsyna izauga par vienu no spēcīgākajiem pasaulē un daudzus gadus noteica galvenos virzienus īpaši augstas enerģijas kosmisko staru izpētē. Viņas metodes ļāva paplašināt pētāmo enerģiju diapazonu no 10 9 – 10 13 eV, kas reģistrēti uz baloniem un satelītiem, līdz 10 13 – 10 20 eV. Divi aspekti padarīja šos pētījumus īpaši pievilcīgus.

Pirmkārt, radās iespēja izmantot pašas dabas radītos augstas enerģijas protonus, lai pētītu to mijiedarbību ar atmosfēras atomu kodoliem un atšifrētu smalkāko elementārdaļiņu struktūru.

Otrkārt, kļuva iespējams kosmosā atrast objektus, kas spēj paātrināt daļiņas līdz ārkārtīgi augstām enerģijām.

Pirmais aspekts izrādījās ne tik auglīgs, kā cerēts: elementārdaļiņu smalkās struktūras izpēte prasīja daudz vairāk datu par protonu mijiedarbību, nekā spēj nodrošināt kosmiskie stari. Tajā pašā laikā būtisks ieguldījums mikropasaules izpratnē tika dots, pētot protonu mijiedarbības vispārīgāko raksturlielumu atkarību no to enerģijas. Tieši EAS izpētes laikā tika atklāta iezīme sekundāro daļiņu skaita un to enerģijas sadalījuma atkarībā no primārās daļiņas enerģijas, kas saistīta ar elementārdaļiņu kvarka-gluona struktūru. Šie dati vēlāk tika apstiprināti eksperimentos ar paātrinātājiem.

Mūsdienās ir izveidoti uzticami kosmisko staru mijiedarbības modeļi ar atmosfēras atomu kodoliem, kas ļāvuši izpētīt to augstākās enerģijas primāro daļiņu enerģijas spektru un sastāvu. Kļuva skaidrs, ka kosmiskajiem stariem ir ne mazāka nozīme Galaktikas attīstības dinamikā kā tās laukiem un starpzvaigžņu gāzes plūsmām: kosmisko staru, gāzes un magnētiskā lauka īpatnējā enerģija ir aptuveni vienāda ar 1 eV uz cm 3. Ar šādu enerģijas līdzsvaru starpzvaigžņu vidē ir dabiski pieņemt, ka kosmisko staru daļiņu paātrinājums, visticamāk, notiek tajos pašos objektos, kas ir atbildīgi par sildīšanu un gāzes izdalīšanos, piemēram, novās un supernovās to sprādziena laikā.

Pirmo kosmisko staru paātrinājuma mehānismu ierosināja Enriko Fermi protoniem, kas haotiski saduras ar magnetizētiem starpzvaigžņu plazmas mākoņiem, taču nevarēja izskaidrot visus eksperimentālos datus. 1977. gadā akadēmiķis Hermogens Filippovičs Krimskis parādīja, ka šim mehānismam vajadzētu daudz spēcīgāk paātrināt daļiņas supernovas paliekās triecienviļņu frontēs, kuru ātrums ir par lielumu kārtām lielāks nekā mākoņu ātrums. Mūsdienās ir ticami pierādīts, ka kosmisko protonu un kodolu paātrinājuma mehānisms ar triecienvilni supernovu apvalkos ir visefektīvākais. Bet maz ticams, ka tas spēs to reproducēt laboratorijas apstākļos: paātrinājums notiek salīdzinoši lēni un prasa milzīgu enerģijas daudzumu, lai noturētu paātrinātās daļiņas. Supernovas apvalkos šie apstākļi pastāv sprādziena būtības dēļ. Zīmīgi, ka kosmisko staru paātrinājums notiek unikālā astrofiziskā objektā, kas ir atbildīgs par smago kodolu (smagāk par hēliju) sintēzi, kas faktiski atrodas kosmiskajos staros.

Mūsu galaktikā ir zināmas vairākas supernovas, kas ir mazākas par tūkstoš gadiem un kuras ir novērotas ar neapbruņotu aci. Slavenākie ir Krabja miglājs Vērša zvaigznājā ("Krabis" ir supernovas sprādziena palieka 1054. gadā, atzīmēts austrumu hronikās), Kasiopeja-A (1572. gadā novēroja astronoms Tiho Brahe) un Keplera supernova. Ophiuchus zvaigznājā (1680). To čaulu diametrs mūsdienās ir 5–10 gaismas gadi (1 gaismas gads = 10 16 m), tas ir, tie izplešas ar ātrumu aptuveni 0,01 gaismas ātruma un atrodas aptuveni desmit tūkstošu gaismas attālumā. gadus no Zemes. Supernovu (“miglāju”) čaulas optiskajā, radio, rentgenstaru un gamma staru diapazonā novēroja Čandras, Habla un Špicera kosmosa observatorijas. Viņi ticami parādīja, ka elektronu un protonu paātrinājums, ko pavada rentgena starojums, patiesībā notiek čaumalās.

Apmēram 60 supernovas paliekas, kas jaunākas par 2000 gadiem, varētu piepildīt starpzvaigžņu telpu ar kosmiskajiem stariem ar izmērīto īpatnējo enerģiju (~1 eV uz cm 3), savukārt ir zināmi mazāk nekā desmit no tiem. Šis trūkums tiek skaidrots ar to, ka Galaktikas plaknē, kur koncentrējas zvaigznes un supernovas, ir daudz putekļu, kas nelaiž gaismu uz Zemes novērotāju. Novērojumi rentgena un gamma staros, kuriem putekļu slānis ir caurspīdīgs, ir ļāvuši paplašināt novēroto “jauno” supernovu čaulu sarakstu. Jaunākais no šiem jaunatklātajiem apvalkiem bija Supernova G1.9+0.3, kas tika novērots ar Chandra rentgena teleskopu, sākot no 2008. gada janvāra. Aprēķini par tā korpusa izmēru un izplešanās ātrumu liecina, ka tas uzliesmoja aptuveni pirms 140 gadiem, bet nebija redzams optiskajā diapazonā, jo galaktikas putekļu slānis pilnībā absorbēja tā gaismu.

Datus par supernovām, kas eksplodē mūsu Piena Ceļa galaktikā, papildina daudz bagātāka statistika par supernovām citās galaktikās. Tiešs paātrināto protonu un kodolu klātbūtnes apstiprinājums ir gamma starojums ar augstas enerģijas fotoniem, kas rodas neitrālu pionu sabrukšanas rezultātā - protonu (un kodolu) mijiedarbības produkti ar avota vielu. Šādus augstas enerģijas fotonus novēro, izmantojot teleskopus, kas nosaka Vavilova-Čerenkova mirdzumu, ko izstaro sekundārās EAS daļiņas. Vismodernākais šāda veida instruments ir sešu teleskopu bloks, kas izveidots sadarbībā ar HESS Namībijā. Krabja gamma stari bija pirmie, kas tika izmērīti, un tā intensitāte kļuva par intensitātes mēru citiem avotiem.

Iegūtais rezultāts ne tikai apstiprina protonu un kodolu paātrinājuma mehānisma esamību supernovā, bet arī ļauj novērtēt paātrināto daļiņu spektru: tiek iegūti “sekundāro” gamma staru un “primāro” protonu un kodolu spektri. ļoti tuvu. Krabja magnētiskais lauks un tā lielums ļauj paātrināt protonus līdz enerģijām, kas ir aptuveni 10 15 eV. Kosmisko staru daļiņu spektri avotā un starpzvaigžņu vidē ir nedaudz atšķirīgi, jo daļiņu varbūtība atstāt avotu un daļiņu dzīves ilgums Galaktikā ir atkarīgs no daļiņas enerģijas un lādiņa. Zemes tuvumā izmērīto kosmisko staru enerģijas spektra un sastāva salīdzināšana ar spektru un sastāvu avotā ļāva saprast, cik ilgi daļiņas pārvietojas starp zvaigznēm. Kosmiskajos staros Zemes tuvumā litija, berilija un bora kodolu bija ievērojami vairāk nekā avotā - to papildu skaits parādās smagāku kodolu mijiedarbības rezultātā ar starpzvaigžņu gāzi. Izmērot šo starpību, mēs aprēķinājām summu X viela, caur kuru izgāja kosmiskie stari, klaiņojot starpzvaigžņu vidē. Kodolfizikā vielas daudzumu, ar kuru daļiņa sastopas savā ceļā, mēra g/cm2. Tas ir saistīts ar faktu, ka, lai aprēķinātu daļiņu plūsmas samazināšanos sadursmēs ar vielas kodoliem, ir jāzina daļiņu sadursmju skaits ar kodoliem, kuriem ir dažādi laukumi (sekcijas) šķērsām virzienam. daļiņas. Izsakot vielas daudzumu šajās vienībās, tiek iegūta vienota mērījumu skala visiem kodoliem.

Eksperimentāli atrasta vērtība X~ 5–10 g/cm2 ļauj novērtēt kalpošanas laiku t kosmiskie stari starpzvaigžņu vidē: t ≈ X/ρ c, Kur c- daļiņu ātrums aptuveni vienāds ar gaismas ātrumu, ρ ~10 –24 g/cm 3 - vidējais starpzvaigžņu vides blīvums. Tādējādi kosmisko staru kalpošanas laiks ir aptuveni 10 8 gadi. Šis laiks ir daudz ilgāks nekā ar ātrumu kustīgas daļiņas lidojuma laiks Ar taisnā līnijā no avota līdz Zemei (3·10 4 gadi visattālākajiem avotiem Galaktikas pusē, kas atrodas mums pretī). Tas nozīmē, ka daļiņas nepārvietojas taisnā līnijā, bet piedzīvo izkliedi. Haotiski magnētiskie lauki galaktikām ar indukciju B ~ 10 –6 gauss (10 –10 teslas) pārvieto tās ap apli ar rādiusu (žirorādiusu) R = E/3 × 10 4 B, kur R m, E- daļiņu enerģija eV, V - magnētiskā lauka indukcija gausos. Pie mērenas daļiņu enerģijas E

Aptuveni taisnā līnijā no avota nāks tikai daļiņas ar enerģiju E> 10 19 eV. Tāpēc to daļiņu virziens, kuru enerģija ir mazāka par 10 19 eV, kas rada EAS, nenorāda to avotu. Šajā enerģijas reģionā atliek tikai novērot sekundāro starojumu, ko pašos avotos rada protoni un kosmisko staru kodoli. Novērojamajā gamma starojuma enerģijas reģionā ( E

Ideja par kosmiskajiem stariem kā “lokālu” galaktikas parādību izrādījās patiesa tikai mērenas enerģijas daļiņām E

1958. gadā Georgijs Borisovičs Kristiansens un vācietis Viktorovičs Kuļikovs atklāja krasas izmaiņas kosmisko staru enerģijas spektra izskatā pie enerģijas, kas ir aptuveni 3·10 15 eV. Pie enerģijām, kas ir zemākas par šo vērtību, eksperimentālie dati par daļiņu spektru parasti tika parādīti “spēka likuma” formā, lai daļiņu skaits N ar doto enerģiju E tika uzskatīts par apgriezti proporcionālu daļiņas enerģijai γ jaudai: N(E) = a/Eγ (γ ir diferenciālā spektra indikators). Līdz enerģijai 3·10 15 eV indikators γ = 2,7, bet, pārejot uz augstākām enerģijām, enerģijas spektrs piedzīvo “pārrāvumu”: enerģijām E> 3·10 15 eV γ kļūst par 3,15. Ir dabiski šīs spektra izmaiņas saistīt ar paātrināto daļiņu enerģijas tuvošanos maksimālajai iespējamajai vērtībai, kas aprēķināta paātrinājuma mehānismam supernovās. Šo spektra lūzuma skaidrojumu atbalsta arī primāro daļiņu kodolsastāvs enerģijas diapazonā 10 15 –10 17 eV. Visticamāko informāciju par to sniedz sarežģītas EAS instalācijas - “MGU”, “Tunka”, “Tibet”, “Cascade”. Ar to palīdzību tiek iegūta ne tikai informācija par primāro kodolu enerģiju, bet arī parametri atkarībā no to atomu skaita - dušas “platums”, attiecība starp elektronu un mionu skaitu, starp enerģētiskāko kodolu skaitu. elektroni un to kopējais skaits. Visi šie dati liecina, ka, palielinoties primāro daļiņu enerģijai no spektra kreisās robežas pirms tā pārrāvuma līdz enerģijai pēc pārtraukuma, to vidējā masa palielinās. Šīs daļiņu masas sastāva izmaiņas atbilst Supernovas daļiņu paātrinājuma modelim - to ierobežo maksimālā enerģija, kas ir atkarīga no daļiņas lādiņa. Protoniem šī maksimālā enerģija ir aptuveni 3·10 15 eV un palielinās proporcionāli paātrinātās daļiņas (kodola) lādiņam, tādējādi dzelzs kodoli tiek efektīvi paātrināti līdz ~10 17 eV. Daļiņu plūsmu intensitāte ar enerģiju, kas pārsniedz maksimumu, strauji samazinās.

Bet daļiņu reģistrēšana ar vēl lielākām enerģijām (~3·10 18 eV) parādīja, ka kosmisko staru spektrs ne tikai nepārtrūkst, bet atgriežas pirms pārtraukuma novērotajā formā!

Enerģijas spektra mērījumi “īpaši augstas” enerģijas reģionā ( E> 10 18 eV) ir ļoti grūti šādu daļiņu mazā skaita dēļ. Lai novērotu šos retos notikumus, ir jāizveido detektoru tīkls EAS daļiņu un to radītā Vavilova-Čerenkova starojuma un jonizācijas starojuma (atmosfēras fluorescences) plūsmai atmosfērā simtiem un pat tūkstošu platībā. kvadrātkilometru. Tik lielām, sarežģītām iekārtām tiek izvēlētas vietas ar ierobežotu saimniecisko darbību, bet ar spēju nodrošināt uzticamu ļoti daudzu detektoru darbību. Šādas iekārtas vispirms tika uzbūvētas desmitiem kvadrātkilometru lielās teritorijās (Jakutska, Haveras parks, Akeno), pēc tam simtiem (AGASA, Fly's Eye, HiRes), un, visbeidzot, tagad tiek izveidotas tūkstošiem kvadrātkilometru lielas instalācijas (Pjēra Ožera observatorija Argentīna, teleskopiskā instalācija Jūtā, ASV).

Nākamais solis īpaši augstas enerģijas kosmisko staru izpētē būs metodes izstrāde EAS noteikšanai, novērojot atmosfēras fluorescenci no kosmosa. Sadarbībā ar vairākām valstīm Krievija veido pirmo kosmosa EAS detektoru – projektu TUS. Paredzams, ka vēl viens šāds detektors tiks uzstādīts Starptautiskajā kosmosa stacijā ISS (projekti JEM-EUSO un KLPVE).

Ko mēs šodien zinām par īpaši augstas enerģijas kosmiskajiem stariem? Apakšējā attēlā parādīts kosmisko staru enerģijas spektrs ar enerģiju virs 10 18 eV, kas iegūti, izmantojot jaunākās paaudzes iekārtas (HiRes, Pierre Oger Observatory) kopā ar datiem par zemākas enerģijas kosmiskajiem stariem, kas, kā parādīts iepriekš, pieder Piena Ceļa galaktika. Var redzēt, ka pie enerģijām 3·10 18 –3·10 19 eV diferenciālā enerģijas spektra indekss samazinājās līdz vērtībai 2,7–2,8, tieši tāpat kā galaktikas kosmiskajiem stariem, kad daļiņu enerģijas ir daudz zemākas par maksimālais iespējamais galaktikas paātrinātājiem. Vai tas neliecina, ka pie īpaši augstām enerģijām galveno daļiņu plūsmu rada ekstragalaktiskas izcelsmes paātrinātāji ar maksimālo enerģiju, kas ievērojami pārsniedz galaktisko? Galaktisko kosmisko staru spektra lūzums liecina, ka ekstragalaktisko kosmisko staru devums krasi mainās, pārejot no mērenu enerģiju apgabala 10 14 –10 16 eV, kur tas ir aptuveni 30 reizes mazāks par galaktisko staru devumu (spektrs attēlā, kas norādīta ar punktētu līniju), uz īpaši augstas enerģijas reģionu, kur tas kļūst dominējošs.

Pēdējās desmitgadēs ir uzkrāti daudzi astronomiski dati par ārpusgalaktiskiem objektiem, kas spēj paātrināt lādētas daļiņas līdz enerģijai, kas ir daudz lielāka par 10 19 eV. Acīmredzama zīme, ka izmēra objekts D var paātrināt daļiņas līdz enerģijai E, ir tāda magnētiskā lauka B klātbūtne visā šajā objektā, ka daļiņas žiroskops ir mazāks D. Šādi kandidātu avoti ir radio galaktikas (izstaro spēcīgas radio emisijas); aktīvo galaktiku kodoli, kas satur melnos caurumus; saduras galaktikas. Visās no tām ir gāzes (plazmas) strūklas, kas pārvietojas ar milzīgu ātrumu, tuvojoties gaismas ātrumam. Šādas strūklas spēlē akseleratora darbībai nepieciešamo triecienviļņu lomu. Lai novērtētu to ieguldījumu novērotajā kosmisko staru intensitātē, ir jāņem vērā avotu sadalījums attālumos no Zemes un daļiņu enerģijas zudumi starpgalaktiskajā telpā. Pirms fona kosmiskās radio emisijas atklāšanas starpgalaktiskā telpa šķita “tukša” un caurspīdīga ne tikai elektromagnētiskajam starojumam, bet arī īpaši augstas enerģijas daļiņām. Gāzes blīvums starpgalaktiskajā telpā, pēc astronomiskajiem datiem, ir tik mazs (10 –29 g/cm 3), ka pat milzīgos simtiem miljardu gaismas gadu (10 24 m) attālumos daļiņas nesaskaras ar gāzes kodoliem. atomi. Tomēr, kad izrādījās, ka Visums ir piepildīts ar zemas enerģijas fotoniem (apmēram 500 fotoni/cm 3 ar enerģiju E f ~10 –3 eV), paliekot pēc Lielā sprādziena, kļuva skaidrs, ka protoni un kodoli ar lielāku enerģiju E~5·10 19 eV, Greisena-Zatsepina-Kuzmina (GZK) robeža, jāsadarbojas ar fotoniem un jāzaudē b O lielāko daļu savas enerģijas. Tādējādi lielākā Visuma daļa, kas atrodas vairāk nekā 10 7 gaismas gadu attālumā no mums, izrādījās nepieejama novērošanai staros, kuru enerģija pārsniedz 5 · 10 19 eV. Jaunākie eksperimentālie dati par īpaši augstas enerģijas kosmisko staru spektru (HiRes instalācija, Pjēra Ožera observatorija) apstiprina šīs enerģijas robežas esamību daļiņām, kas novērotas no Zemes.

Kā redzat, ir ārkārtīgi grūti izpētīt īpaši augstas enerģijas kosmisko staru izcelsmi: lielākā daļa iespējamo kosmisko staru avotu ar visaugstāko enerģiju (virs GZK robežas) atrodas tik tālu, ka daļiņas zaudē iegūto enerģiju. avotā ceļā uz Zemi. Un pie enerģijas, kas ir mazāka par GZK robežu, daļiņu novirze no Galaktikas magnētiskā lauka joprojām ir liela, un daļiņu ierašanās virziens, visticamāk, nespēs norādīt avota atrašanās vietu debess sfērā.

Meklējot īpaši augstas enerģijas kosmisko staru avotus, tiek izmantota eksperimentāli izmērītā daļiņu ar pietiekami augstām enerģijām ienākšanas virziena korelācijas analīze - tā, ka Galaktikas lauki daļiņas nedaudz novirza no virziena uz galaktiku. avots. Iepriekšējās paaudzes iekārtas vēl nav sniegušas pārliecinošus datus par daļiņu ierašanās virziena korelāciju ar kādas īpaši atlasītas astrofizisko objektu klases koordinātām. Jaunākos Pjēra Ožera observatorijas datus var uzskatīt par cerību tuvāko gadu laikā iegūt datus par AGN tipa avotu lomu intensīvu daļiņu plūsmu veidošanā ar enerģijām GZK robežās.

Interesanti, ka AGASA instalācija saņēma norādes par “tukšo” virzienu esamību (tiem, kur nav zināmi avoti), pa kuriem novērojuma laikā nonāk divas vai pat trīs daļiņas. Tas izraisīja lielu interesi starp fiziķiem, kas nodarbojas ar kosmoloģiju - zinātni par Visuma izcelsmi un attīstību, kas ir nesaraujami saistīta ar elementārdaļiņu fiziku. Izrādās, ka daži mikrokosmosa uzbūves un Visuma attīstības modeļi (Lielā sprādziena teorija) paredz supermasīvu elementārdaļiņu saglabāšanos mūsdienu Visumā ar masu 10 23 -10 24 eV, no kurām matērijai vajadzētu būt Lielā sprādziena agrīnajā stadijā. To izplatība Visumā nav īsti skaidra: tās var vai nu vienmērīgi sadalīties telpā, vai arī “pievilkt” masīvajiem Visuma reģioniem. To galvenā iezīme ir tā, ka šīs daļiņas ir nestabilas un var sadalīties vieglākās, tostarp stabilos protonos, fotonos un neitrīnos, kas iegūst milzīgu kinētisko enerģiju - vairāk nekā 10 20 eV. Vietas, kur šādas daļiņas tiek saglabātas (Visuma topoloģiskie defekti), var izrādīties protonu, fotonu vai īpaši augstas enerģijas neitrīno avoti.

Tāpat kā galaktisko avotu gadījumā, arī ekstragalaktisko īpaši augstas enerģijas kosmisko staru paātrinātāju esamību apstiprina dati no gamma staru detektoriem, piemēram, HESS teleskopiem, kas vērsti uz iepriekš minētajiem ekstragalaktiskajiem objektiem - kosmisko staru avotu kandidātiem.

Starp tiem visdaudzsološākie bija aktīvie galaktikas kodoli (AGN) ar gāzes strūklu. Viens no visvairāk izpētītajiem objektiem HESS instalācijā ir M87 galaktika Jaunavas zvaigznājā, kas atrodas 50 miljonu gaismas gadu attālumā no mūsu galaktikas. Tās centrā ir melnais caurums, kas nodrošina enerģiju tā tuvumā esošajiem procesiem un jo īpaši šai galaktikai piederošajai milzu plazmas strūklai. Kosmisko staru paātrinājumu M87 tieši apstiprina tā gamma starojuma novērojumi, fotonu ar enerģiju 1–10 TeV (10 12 –10 13 eV) enerģijas spektrs, kas novērots HESS instalācijā. Novērotā gamma staru intensitāte no M87 ir aptuveni 3% no krabja intensitātes. Ņemot vērā attāluma atšķirību līdz šiem objektiem (5000 reižu), tas nozīmē, ka M87 spožums pārsniedz Krabja spilgtumu par 25 miljoniem reižu!

Šim objektam ģenerētie daļiņu paātrinājuma modeļi norāda, ka M87 paātrināto daļiņu intensitāte varētu būt tik liela, ka pat 50 miljonu gaismas gadu attālumā šī avota ieguldījums varētu radīt novēroto kosmisko staru intensitāti ar enerģiju virs 10 19 eV .

Bet šeit ir noslēpums: mūsdienu datos par EAS attiecībā uz šo avotu nav pārpalikuma daļiņu ar enerģiju aptuveni 10 19 eV. Bet vai šis avots neparādīsies turpmāko kosmosa eksperimentu rezultātos, pie tādām enerģijām, kad attāli avoti vairs neveicinās novērotos notikumus? Situāciju ar enerģijas spektra pārtraukumu var atkārtoties, piemēram, pie enerģijas 2·10 20 . Taču šoreiz avotam jābūt redzamam primārās daļiņas trajektorijas virziena mērījumos, jo enerģijas > 2·10 20 eV ir tik lielas, ka daļiņas nedrīkst novirzīt galaktikas magnētiskajos laukos.

Kā redzam, pēc gadsimtu ilgas kosmisko staru izpētes mūs atkal gaida jauni atklājumi, šoreiz ultraaugstas enerģijas kosmiskais starojums, kura būtība vēl nav zināma, bet var spēlēt nozīmīgu lomu Visuma uzbūvē.

Literatūra:
1) Dobrotin N.A. Kosmiskie stari. - M.: Izdevniecība. PSRS Zinātņu akadēmija, 1963.
2) Murzins V.S. Ievads kosmisko staru fizikā. - M.: Izdevniecība. Maskavas Valsts universitāte, 1988.
3) Panasjuks M.I. Visuma svešinieki jeb Lielā sprādziena atbalsis. - Fryazino: “Vek2”, 2005.
4) Rosi B. Kosmiskie stari. - M.: Atomizdāts, 1966. gads.
5) Hrenov B.A. Relatīvistiskie meteori// Zinātne Krievijā, 2001, 4.nr.
6) Hrenov B.A. un Panasjuks M.I. Kosmosa vēstneši: tālu vai tuvu?// Daba, 2006, 2.nr.
7) Hrenov B.A. un Klimovs P.A. Paredzama atklāšana// Daba, 2008, 4.nr.