Raios cósmicos. Raios cósmicos - física e sua composição Partículas espaciais

Física dos raios cósmicos considerado parte física de alta energia E física de partículas.

Física dos raios cósmicos estudos:

processos que levam ao surgimento e aceleração dos raios cósmicos;
partículas de raios cósmicos, sua natureza e propriedades;
fenômenos causados por partículas de raios cósmicos no espaço sideral, na atmosfera da Terra e nos planetas.

Estudar os fluxos de partículas cósmicas neutras e carregadas de alta energia que caem na fronteira da atmosfera da Terra é a tarefa experimental mais importante.

Classificação de acordo com a origem dos raios cósmicos:

fora da nossa Galáxia;
na Galáxia;
no sol;
no espaço interplanetário.

Primário Costuma-se chamar raios cósmicos extragalácticos, galácticos e solares.

Secundário Os raios cósmicos são geralmente chamados de fluxos de partículas que surgem sob a influência dos raios cósmicos primários na atmosfera terrestre e são registrados na superfície terrestre.

Os raios cósmicos são um componente da radiação natural (radiação de fundo) na superfície da Terra e na atmosfera.

Antes do desenvolvimento da tecnologia de aceleradores, os raios cósmicos serviam como a única fonte de partículas elementares de alta energia. Assim, o pósitron e o múon foram encontrados pela primeira vez nos raios cósmicos.

O espectro de energia dos raios cósmicos consiste em 43% da energia dos prótons, outros 23% da energia dos núcleos de hélio (partículas alfa) e 34% da energia transferida por outras partículas [ ] .

Pelo número de partículas, os raios cósmicos são 92% de prótons, 6% de núcleos de hélio, cerca de 1% de elementos mais pesados e cerca de 1% de elétrons. Ao estudar fontes de raios cósmicos fora do Sistema Solar, o componente próton-nuclear é detectado principalmente pelo fluxo de raios gama que ele cria pelos telescópios orbitais de raios gama, e o componente eletrônico é detectado pela radiação síncrotron que ele gera, que ocorre em na faixa de rádio (em particular, em ondas métricas - na radiação no campo magnético do meio interestelar), e em campos magnéticos fortes na região da fonte de raios cósmicos - e em faixas de frequência mais altas. Portanto, o componente eletrônico também pode ser detectado por instrumentos astronômicos terrestres.

Tradicionalmente, as partículas observadas nos raios cósmicos são divididas nos seguintes grupos: p (Z = 1) , (\estilo de exibição (Z=1),) α (Z = 2) , (\estilo de exibição (Z=2),) eu (Z = 3...5) , (\estilo de exibição (Z=3...5),) M (Z = 6...9), (\estilo de exibição (Z=6...9),) H (Z ⩾ 10) , (\estilo de exibição (Z\geqslant 10),) VH (Z ⩾ 20) (\estilo de exibição (Z\geqslant 20))(respectivamente, prótons, partículas alfa, leves, médias, pesadas e superpesadas). Uma característica da composição química da radiação cósmica primária é o conteúdo anormalmente alto (vários milhares de vezes) dos núcleos do grupo L (lítio, berílio, boro) em comparação com a composição das estrelas e do gás interestelar. Esse fenômeno é explicado pelo fato de que o mecanismo de geração de partículas cósmicas acelera principalmente núcleos pesados, que, ao interagirem com prótons do meio interestelar, decaem em núcleos mais leves. Esta suposição é confirmada pelo fato de que os raios cósmicos possuem um grau de isotropia muito alto.

História da física dos raios cósmicos

O primeiro indício da possibilidade da existência de radiação ionizante de origem extraterrestre foi obtido no início do século XX em experimentos que estudavam a condutividade dos gases. A corrente elétrica espontânea detectada no gás não poderia ser explicada pela ionização decorrente da radioatividade natural da Terra. A radiação observada revelou-se tão penetrante que ainda foi observada uma corrente residual nas câmaras de ionização, protegidas por espessas camadas de chumbo. Em 1911-1912, vários experimentos foram realizados com câmaras de ionização em balões. Hess descobriu que a radiação aumenta com a altitude, enquanto a ionização causada pela radioatividade da Terra deveria diminuir com a altitude. Os experimentos de Colherster provaram que essa radiação é direcionada de cima para baixo.

Em 1921-1925, o físico americano Millikan, estudando a absorção da radiação cósmica na atmosfera terrestre dependendo da altitude de observação, descobriu que no chumbo essa radiação é absorvida da mesma forma que a radiação gama dos núcleos. Millikan foi o primeiro a chamar essa radiação de raios cósmicos.

Em 1925, os físicos soviéticos L.A. Tuvim e L.V. Mysovsky mediram a absorção da radiação cósmica na água: descobriu-se que essa radiação foi absorvida dez vezes menos do que a radiação gama dos núcleos. Mysovsky e Tuwim também descobriram que a intensidade da radiação depende da pressão barométrica - eles descobriram o “efeito barométrico”. Os experimentos de D. V. Skobeltsyn com uma câmara de nuvens colocada em um campo magnético constante permitiram “ver”, devido à ionização, vestígios (rastros) de partículas cósmicas. D. V. Skobeltsyn descobriu chuvas de partículas cósmicas.

Experimentos com raios cósmicos permitiram fazer uma série de descobertas fundamentais para a física do micromundo.

Raios cósmicos de ultra-alta energia

A energia de algumas partículas (por exemplo, a partícula Oh-My-God) excede o limite GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - o limite teórico de energia para raios cósmicos 5⋅10 19 eV, causado por sua interação com fótons da radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Várias dezenas dessas partículas foram registradas pelo observatório AGASA ao longo de um ano. (Inglês)russo. Estas observações ainda não têm uma explicação científica suficientemente fundamentada.

Detecção de raios cósmicos

Por muito tempo após a descoberta dos raios cósmicos, os métodos para registrá-los não diferiram dos métodos para registrar partículas em aceleradores, na maioria das vezes contadores de descarga de gás ou emulsões fotográficas nucleares elevadas à estratosfera ou ao espaço sideral. Mas este método não permite observações sistemáticas de partículas de alta energia, uma vez que elas aparecem muito raramente, e o espaço no qual tal contador pode realizar observações é limitado pelo seu tamanho.

Os observatórios modernos operam com princípios diferentes. Quando uma partícula de alta energia entra na atmosfera, ela interage com os átomos do ar nos primeiros 100 g/cm², dando origem a uma enxurrada de partículas, principalmente píons e múons, que, por sua vez, dão origem a outras partículas, e assim por diante. . Forma-se um cone de partículas chamado chuveiro. Essas partículas se movem a velocidades que excedem a velocidade da luz no ar, resultando no brilho Cherenkov, que é detectado pelos telescópios. Esta técnica permite monitorar áreas do céu que cobrem centenas de quilômetros quadrados.

Implicações para voos espaciais

Fenômeno visual dos raios cósmicos (Inglês)

Os astronautas da ISS, quando fecham os olhos, veem flashes de luz no máximo uma vez a cada 3 minutos; talvez esse fenômeno esteja associado ao impacto de partículas de alta energia que entram na retina. No entanto, isso não foi confirmado experimentalmente, é possível que esse efeito tenha fundamentos exclusivamente psicológicos.

Radiação

A exposição prolongada à radiação cósmica pode ter um impacto muito negativo na saúde humana. Para uma maior expansão da humanidade para outros planetas do sistema solar, deve ser desenvolvida uma proteção confiável contra tais perigos - cientistas da Rússia e dos EUA já estão procurando maneiras de resolver este problema.

Doutor em Ciências Físicas e Matemáticas B. KHRENOV, Instituto de Pesquisa Científica de Física Nuclear em homenagem a D. V. Skobeltsyn, Universidade Estadual de Moscou. M. V. Lomonosov.

A Nebulosa do Caranguejo, estudada em raios de diferentes comprimentos de onda. Cor azul - raios X (NASA, Observatório de raios X Chandra), verde - alcance óptico (NASA, Observatório Hubble), vermelho - radiação infravermelha (ESA, Observatório

Instalação de HESS na Namíbia.

O espectro de energia dos raios gama do Caranguejo, medido na instalação do HESS (uma linha reta aproxima este espectro). O fluxo de gama quanta com energia limite de 1 TeV é igual a (2,26 ± 0,08) x 10 ^-11 cm ^-2·Com ^-1.

Distribuição da direção de chegada da radiação gama com energia de 1-10 GeV em coordenadas galácticas, segundo dados do satélite EGRET.

Detector de partículas do Observatório Pierre Auger.

Detector de fluorescência atmosférica: seis telescópios examinam a atmosfera em um campo de visão de 0-30 ^Ó em altura acima do horizonte e no campo de visão 0-180 ^Ó em azimute.

Mapa de localização dos detectores no Observatório Pierre Auger, na província de Mendoza, Argentina. Os pontos são detectores de partículas.

O detector espacial TUS observará EASs de energia ultra-alta na órbita da Terra.

Dados experimentais sobre o espectro de energia dos raios cósmicos em uma ampla gama de energias de partículas primárias. Para uma apresentação compacta dos dados, a intensidade diferencial do fluxo de partículas é multiplicada por E3.

Um jato de gás relativístico ejetado da galáxia elíptica M87.

Espectros de energia de gama quanta medidos na instalação HESS: triângulos - da fonte M87, círculos - do Caranguejo. O fluxo de gama quanta com energia limite de 1 TeV é igual a (2,26 ± 0,08) x 10 ^–11 cm ^–2 Com ^– 1.

Quase cem anos se passaram desde que os raios cósmicos foram descobertos - fluxos de partículas carregadas provenientes das profundezas do Universo. Desde então, muitas descobertas relacionadas à radiação cósmica foram feitas, mas muitos mistérios ainda permanecem. Uma delas talvez seja a mais intrigante: de onde vêm as partículas com energia superior a 10 20 eV, ou seja, quase um bilhão de trilhões de elétron-volts, um milhão de vezes maior do que será obtido no acelerador mais potente - o Grande Colisor de Hádrons LHC? Que forças e campos aceleram as partículas a energias tão monstruosas?

Os raios cósmicos foram descobertos em 1912 pelo físico austríaco Victor Hess. Ele era funcionário do Radium Institute em Viena e conduziu pesquisas sobre gases ionizados. Nessa altura, já sabiam que todos os gases (incluindo a atmosfera) estão sempre ligeiramente ionizados, o que indicava a presença de uma substância radioactiva (como o rádio) no gás ou perto de um dispositivo que mede a ionização, muito provavelmente na crosta terrestre. Experimentos com o levantamento de um detector de ionização em um balão foram projetados para testar essa suposição, uma vez que a ionização do gás deveria diminuir com a distância da superfície da Terra. A resposta foi oposta: Hess descobriu alguma radiação, cuja intensidade aumentava com a altitude. Isso sugeriu a ideia de que veio do espaço, mas só foi possível provar finalmente a origem extraterrestre dos raios após numerosos experimentos (W. Hess recebeu o Prêmio Nobel apenas em 1936). Lembremos que o termo “radiação” não significa que estes raios sejam de natureza puramente eletromagnética (como a luz solar, as ondas de rádio ou os raios X); foi usado para descobrir um fenômeno cuja natureza ainda não era conhecida. E embora logo tenha ficado claro que o principal componente dos raios cósmicos são partículas carregadas aceleradas, os prótons, o termo foi mantido. O estudo do novo fenômeno rapidamente começou a produzir resultados que geralmente são considerados “a vanguarda da ciência”.

A descoberta imediata de partículas cósmicas de altíssima energia (muito antes da criação do acelerador de prótons) levantou a questão: qual é o mecanismo para acelerar partículas carregadas em objetos astrofísicos? Hoje sabemos que a resposta acabou por não ser trivial: um acelerador natural, “cósmico” é radicalmente diferente dos aceleradores feitos pelo homem.

Logo ficou claro que os prótons cósmicos, voando através da matéria, interagem com os núcleos de seus átomos, dando origem a partículas elementares instáveis até então desconhecidas (elas foram observadas principalmente na atmosfera da Terra). O estudo do mecanismo de seu nascimento abriu um caminho frutífero para a construção de uma taxonomia de partículas elementares. no laboratório, prótons e elétrons aprenderam a acelerar e produzir enormes fluxos deles, incomparavelmente mais densos que os raios cósmicos. Em última análise, foram os experimentos sobre a interação de partículas que receberam energia em aceleradores que levaram à criação de uma imagem moderna do micromundo.

Em 1938, o físico francês Pierre Auger descobriu um fenômeno notável - chuvas de partículas cósmicas secundárias que surgem como resultado da interação de prótons primários e núcleos de energias extremamente altas com os núcleos dos átomos atmosféricos. Descobriu-se que no espectro dos raios cósmicos existem partículas com energia da ordem de 10 15 -10 18 eV - milhões de vezes mais do que a energia das partículas aceleradas em laboratório. O acadêmico Dmitry Vladimirovich Skobeltsyn atribuiu particular importância ao estudo de tais partículas e imediatamente após a guerra, em 1947, junto com seus colegas mais próximos G. T. Zatsepin e N. A. Dobrotin, organizou estudos abrangentes de cascatas de partículas secundárias na atmosfera, chamadas extensas chuvas de ar ( EAS). A história dos primeiros estudos dos raios cósmicos pode ser encontrada nos livros de N. Dobrotin e V. Rossi. Com o tempo, a escola de D. V. Skobeltsyn tornou-se uma das mais fortes do mundo e durante muitos anos determinou as principais direções no estudo dos raios cósmicos de ultra-alta energia. Seus métodos permitiram ampliar a gama de energias estudadas de 10 9 -10 13 eV, registradas em balões e satélites, para 10 13 -10 20 eV. Dois aspectos tornaram estes estudos particularmente atraentes.

Em primeiro lugar, tornou-se possível usar prótons de alta energia criados pela própria natureza para estudar sua interação com os núcleos dos átomos atmosféricos e decifrar a estrutura mais fina das partículas elementares.

Em segundo lugar, tornou-se possível encontrar no espaço objetos capazes de acelerar partículas a energias extremamente altas.

O primeiro aspecto não foi tão frutífero quanto se esperava: o estudo da estrutura fina das partículas elementares exigiu muito mais dados sobre a interação dos prótons do que os raios cósmicos podem fornecer. Ao mesmo tempo, uma importante contribuição para a compreensão do micromundo foi feita ao estudar a dependência das características mais gerais da interação dos prótons com sua energia. Foi durante o estudo dos EAS que foi descoberta uma característica na dependência do número de partículas secundárias e sua distribuição de energia da energia da partícula primária, associada à estrutura quark-glúon das partículas elementares. Esses dados foram posteriormente confirmados em experimentos em aceleradores.

Hoje, foram construídos modelos confiáveis da interação dos raios cósmicos com os núcleos dos átomos atmosféricos, que permitiram estudar o espectro de energia e a composição de suas partículas primárias de mais altas energias. Ficou claro que os raios cósmicos desempenham um papel na dinâmica do desenvolvimento da Galáxia não menos importante do que os seus campos e fluxos de gás interestelar: a energia específica dos raios cósmicos, do gás e do campo magnético é aproximadamente igual a 1 eV por cm 3. Com tal equilíbrio de energia no meio interestelar, é natural supor que a aceleração das partículas dos raios cósmicos provavelmente ocorra nos mesmos objetos responsáveis pelo aquecimento e liberação de gás, por exemplo, em novas e supernovas durante sua explosão.

O primeiro mecanismo de aceleração dos raios cósmicos foi proposto por Enrico Fermi para prótons colidindo caoticamente com nuvens magnetizadas de plasma interestelar, mas não conseguiu explicar todos os dados experimentais. Em 1977, o acadêmico Hermogenes Filippovich Krymsky mostrou que esse mecanismo deveria acelerar partículas em remanescentes de supernovas com muito mais força em frentes de ondas de choque, cujas velocidades são ordens de magnitude superiores às velocidades das nuvens. Hoje foi demonstrado de forma confiável que o mecanismo de aceleração de prótons e núcleos cósmicos por uma onda de choque nas conchas das supernovas é mais eficaz. Mas é improvável que seja possível reproduzi-lo em condições de laboratório: a aceleração ocorre de forma relativamente lenta e requer enormes quantidades de energia para reter as partículas aceleradas. Nas conchas de supernovas, estas condições existem devido à própria natureza da explosão. É notável que a aceleração dos raios cósmicos ocorra em um objeto astrofísico único, responsável pela síntese dos núcleos pesados (mais pesados que o hélio) realmente presentes nos raios cósmicos.

Na nossa Galáxia, existem várias supernovas conhecidas com menos de mil anos de idade que foram observadas a olho nu. As mais famosas são a Nebulosa do Caranguejo na constelação de Touro (“O Caranguejo” é o remanescente da explosão da Supernova em 1054, anotada nas crônicas orientais), Cassiopeia-A (observada em 1572 pelo astrônomo Tycho Brahe) e a Supernova Kepler. na constelação de Ophiuchus (1680). Os diâmetros de suas conchas hoje são de 5 a 10 anos-luz (1 ano-luz = 10 16 m), ou seja, estão se expandindo a uma velocidade da ordem de 0,01 da velocidade da luz e estão localizados a distâncias de aproximadamente dez mil luz. anos da Terra. As conchas de Supernovas (“nebulosas”) foram observadas nas faixas óptica, de rádio, de raios X e de raios gama pelos observatórios espaciais Chandra, Hubble e Spitzer. Eles mostraram de forma confiável que a aceleração de elétrons e prótons, acompanhada pela radiação de raios X, realmente ocorre nas camadas.

Cerca de 60 remanescentes de supernovas com menos de 2.000 anos poderiam preencher o espaço interestelar com raios cósmicos com uma energia específica medida (~1 eV por cm3), embora menos de dez deles sejam conhecidos. Essa escassez é explicada pelo fato de que no plano da Galáxia, onde se concentram estrelas e supernovas, existe muita poeira, que não transmite luz ao observador na Terra. Observações em raios X e raios gama, para as quais a camada de poeira é transparente, permitiram ampliar a lista de conchas de supernovas “jovens” observadas. A mais recente destas conchas recentemente descobertas foi a Supernova G1.9+0.3, observada com o telescópio de raios X Chandra a partir de Janeiro de 2008. As estimativas do tamanho e da taxa de expansão da sua concha indicam que ela explodiu há aproximadamente 140 anos, mas não era visível na faixa óptica devido à completa absorção da sua luz pela camada de poeira da Galáxia.

Os dados sobre supernovas explodindo em nossa galáxia, a Via Láctea, são complementados por estatísticas muito mais ricas sobre supernovas em outras galáxias. A confirmação direta da presença de prótons e núcleos acelerados é a radiação gama com fótons de alta energia resultante do decaimento de píons neutros - produtos da interação de prótons (e núcleos) com a matéria fonte. Esses fótons de energias mais altas são observados usando telescópios que registram o brilho Vavilov-Cherenkov emitido por partículas EAS secundárias. O instrumento mais avançado deste tipo é um conjunto de seis telescópios criado em colaboração com o HESS na Namíbia. Os raios gama do Caranguejo foram os primeiros a serem medidos, e sua intensidade tornou-se a medida de intensidade para outras fontes.

O resultado obtido não só confirma a presença de um mecanismo de aceleração de prótons e núcleos em uma Supernova, mas também permite estimar o espectro de partículas aceleradas: os espectros de raios gama “secundários” e prótons e núcleos “primários” são muito perto. O campo magnético do Caranguejo e seu tamanho permitem a aceleração dos prótons a energias da ordem de 10 15 eV. Os espectros das partículas dos raios cósmicos na fonte e no meio interestelar são um pouco diferentes, uma vez que a probabilidade de as partículas deixarem a fonte e o tempo de vida das partículas na Galáxia dependem da energia e da carga da partícula. A comparação do espectro de energia e da composição dos raios cósmicos medidos perto da Terra com o espectro e a composição na fonte permitiu compreender quanto tempo as partículas viajam entre as estrelas. Havia significativamente mais núcleos de lítio, berílio e boro nos raios cósmicos próximos à Terra do que na fonte - seu número adicional aparece como resultado da interação de núcleos mais pesados com o gás interestelar. Medindo essa diferença, calculamos a quantidade X da substância pela qual os raios cósmicos passaram enquanto vagavam no meio interestelar. Na física nuclear, a quantidade de matéria que uma partícula encontra em seu caminho é medida em g/cm2. Isso se deve ao fato de que para calcular a redução do fluxo de partículas nas colisões com núcleos de matéria é necessário conhecer o número de colisões de uma partícula com núcleos que possuem diferentes áreas (seções) transversais à direção da partícula. Ao expressar a quantidade de matéria nessas unidades, obtém-se uma única escala de medida para todos os núcleos.

O valor encontrado experimentalmente de X ~ 5-10 g/cm 2 permite estimar o tempo de vida t dos raios cósmicos no meio interestelar: t X/ρc, onde c é a velocidade da partícula, aproximadamente igual à velocidade da luz, ρ ~10 –24 g/cm3 é a densidade média do meio interestelar. Portanto, o tempo de vida dos raios cósmicos é de cerca de 10 8 anos. Este tempo é muito maior do que o tempo de voo de uma partícula movendo-se com velocidade c em linha reta da fonte até a Terra (3·10 4 anos para as fontes mais distantes no lado oposto da Galáxia). Isso significa que as partículas não se movem em linha reta, mas sofrem dispersão. Campos magnéticos caóticos de galáxias com indução B ~ 10 –6 gauss (10 –10 tesla) movem-nas em um círculo com raio (girorrádio) R = E/3 x 10 4 B, onde R está em m, E é a partícula energia em eV, V - indução do campo magnético em gauss. Em energias moderadas de partículas E< 10 17 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·10 20 м).

Aproximadamente em linha reta, apenas partículas com energia E > 10 19 eV virão da fonte. Portanto, a direção das partículas com energias inferiores a 10 19 eV que criam EASs não indica a sua origem. Nesta região energética, resta observar a radiação secundária gerada nas próprias fontes pelos prótons e núcleos de raios cósmicos. Na região de energia observável da radiação gama (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.

A ideia dos raios cósmicos como um fenômeno galáctico “local” revelou-se verdadeira apenas para partículas de energias moderadas 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.

Em 1958, Georgiy Borisovich Christiansen e o alemão Viktorovich Kulikov descobriram uma mudança brusca na aparência do espectro de energia dos raios cósmicos com uma energia da ordem de 3·10 15 eV. Em energias abaixo deste valor, os dados experimentais sobre o espectro de partículas eram geralmente apresentados na forma de “potência”, de modo que o número de partículas N com uma determinada energia E era considerado inversamente proporcional à energia da partícula elevada à potência γ: N(E )=a/E γ (γ é o espectro do expoente diferencial). Até uma energia de 3·10 15 eV, o indicador γ = 2,7, mas na transição para energias mais altas o espectro de energia sofre uma “torção”: para energias E > 3·10 15 eV γ torna-se 3,15. É natural associar esta mudança no espectro com a aproximação da energia das partículas aceleradas ao valor máximo possível calculado para o mecanismo de aceleração nas Supernovas. Esta explicação da quebra no espectro também é apoiada pela composição nuclear das partículas primárias na faixa de energia 10 15 -10 17 eV. As informações mais confiáveis sobre o assunto são fornecidas por instalações EAS complexas - “MGU”, “Tunka”, “Tibet”, “Cascade”. Com a ajuda deles, obtém-se não apenas informações sobre a energia dos núcleos primários, mas também parâmetros dependendo de seus números atômicos - a “largura” da chuva, a razão entre o número de elétrons e múons, entre o número dos mais energéticos elétrons e seu número total. Todos esses dados indicam que com um aumento na energia das partículas primárias desde o limite esquerdo do espectro antes de sua ruptura até a energia após a ruptura, sua massa média aumenta. Esta mudança na composição da massa das partículas é consistente com o modelo de aceleração das partículas nas Supernovas - é limitada pela energia máxima, que depende da carga da partícula. Para os prótons, esta energia máxima é da ordem de 3·10 15 eV e aumenta proporcionalmente à carga da partícula acelerada (núcleo), de modo que os núcleos de ferro são efetivamente acelerados até ~10 17 eV. A intensidade dos fluxos de partículas com energia superior ao máximo diminui rapidamente.

Mas o registo de partículas com energias ainda mais elevadas (~3·10 18 eV) mostrou que o espectro dos raios cósmicos não só não se rompe, como regressa à forma observada antes da ruptura!

As medições do espectro de energia na região de energia “ultra-alta” (E > 10 18 eV) são muito difíceis devido ao pequeno número dessas partículas. Para observar esses eventos raros, é necessária a criação de uma rede de detectores do fluxo de partículas EAS e da radiação Vavilov-Cherenkov e da radiação de ionização (fluorescência atmosférica) gerada por eles na atmosfera em uma área de centenas e até milhares. de quilômetros quadrados. Para instalações tão grandes e complexas, são escolhidos locais com atividade econômica limitada, mas com a capacidade de garantir a operação confiável de um grande número de detectores. Tais instalações foram construídas primeiro em áreas de dezenas de quilómetros quadrados (Yakutsk, Havera Park, Akeno), depois centenas (AGASA, Fly's Eye, HiRes) e, finalmente, estão agora a ser criadas instalações de milhares de quilómetros quadrados (Observatório Pierre Auger em Argentina, instalação telescópica em Utah, EUA).

O próximo passo no estudo dos raios cósmicos de ultra-alta energia será o desenvolvimento de um método para detecção de EAS por meio da observação da fluorescência atmosférica do espaço. Em cooperação com vários países, a Rússia está a criar o primeiro detector espacial EAS, o projecto TUS. Espera-se que outro detector desse tipo seja instalado na Estação Espacial Internacional ISS (projetos JEM-EUSO e KLPVE).

O que sabemos hoje sobre os raios cósmicos de ultra-alta energia? A figura inferior mostra o espectro de energia dos raios cósmicos com energias superiores a 10 18 eV, obtidos através de instalações de última geração (HiRes, Observatório Pierre Auger) juntamente com dados de raios cósmicos de energias mais baixas, que, como mostrado acima, pertencem a a Galáxia Via Láctea. Pode-se observar que nas energias 3·10 18 -3·10 19 eV o índice do espectro de energia diferencial diminuiu para um valor de 2,7-2,8, exatamente o mesmo que o observado para os raios cósmicos galácticos, quando as energias das partículas são muito menores que as máximo possível para aceleradores galácticos. Isso não indica que em energias ultra-altas o fluxo principal de partículas é criado por aceleradores de origem extragaláctica com uma energia máxima significativamente superior à galáctica? A quebra no espectro dos raios cósmicos galácticos mostra que a contribuição dos raios cósmicos extragalácticos muda drasticamente ao passar da região de energias moderadas 10 14 -10 16 eV, onde é aproximadamente 30 vezes menor que a contribuição dos galácticos (o espectro indicado pela linha pontilhada na figura), para a região de energias ultra-altas onde se torna dominante.

Nas últimas décadas, numerosos dados astronômicos foram acumulados sobre objetos extragalácticos capazes de acelerar partículas carregadas a energias muito superiores a 10 19 eV. Um sinal óbvio de que um objeto de tamanho D pode acelerar partículas até a energia E é a presença em todo este objeto de um campo magnético B tal que o raio de giro da partícula é menor que D. Essas fontes candidatas incluem rádio galáxias (emitindo fortes emissões de rádio) ; núcleos de galáxias ativas contendo buracos negros; galáxias em colisão. Todos eles contêm jatos de gás (plasma) movendo-se a velocidades enormes, aproximando-se da velocidade da luz. Esses jatos desempenham o papel de ondas de choque necessárias ao funcionamento do acelerador. Para estimar sua contribuição para a intensidade observada dos raios cósmicos, é necessário levar em consideração a distribuição das fontes ao longo das distâncias da Terra e as perdas de energia das partículas no espaço intergaláctico. Antes da descoberta da emissão de rádio cósmica de fundo, o espaço intergaláctico parecia “vazio” e transparente não apenas à radiação eletromagnética, mas também às partículas de energia ultra-elevada. A densidade do gás no espaço intergaláctico, de acordo com dados astronômicos, é tão pequena (10 –29 g/cm 3) que mesmo a enormes distâncias de centenas de bilhões de anos-luz (10 24 m) as partículas não encontram os núcleos do gás átomos. No entanto, quando se descobriu que o Universo está cheio de fótons de baixa energia (aproximadamente 500 fótons/cm 3 com energia E f ~ 10 –3 eV) remanescentes após o Big Bang, ficou claro que prótons e núcleos com energias superiores a E ~ 5 10 19 eV, o limite Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), deve interagir com os fótons e perder a maior parte de sua energia em um caminho de mais de dezenas de milhões de anos-luz. Assim, a esmagadora parte do Universo, localizada a distâncias superiores a 10 7 anos-luz de nós, revelou-se inacessível para observação em raios com energia superior a 5,10 19 eV. Dados experimentais recentes sobre o espectro de raios cósmicos de ultra-alta energia (instalação HiRes, Observatório Pierre Auger) confirmam a existência deste limite de energia para partículas observadas da Terra.

Como você pode ver, é extremamente difícil estudar a origem dos raios cósmicos de ultra-alta energia: a maioria das possíveis fontes de raios cósmicos de energias mais altas (acima do limite GZK) estão tão distantes que as partículas perdem a energia adquirida na fonte a caminho da Terra. E em energias inferiores ao limite GZK, a deflexão das partículas pelo campo magnético da Galáxia ainda é grande, e é improvável que a direção de chegada das partículas seja capaz de indicar a posição da fonte na esfera celeste.

Na busca por fontes de raios cósmicos de ultra-alta energia, é utilizada uma análise da correlação da direção de chegada medida experimentalmente de partículas com energias suficientemente altas - de tal forma que os campos da Galáxia desviam ligeiramente as partículas da direção para o fonte. As instalações da geração anterior ainda não forneceram dados convincentes sobre a correlação da direção de chegada das partículas com as coordenadas de qualquer classe especialmente selecionada de objetos astrofísicos. Os últimos dados do Observatório Pierre Auger podem ser considerados uma esperança para a obtenção de dados nos próximos anos sobre o papel das fontes do tipo AGN na criação de fluxos intensos de partículas com energias da ordem do limite GZK.

Curiosamente, a instalação AGASA recebeu indicações da existência de direções “vazias” (aquelas onde não existem fontes conhecidas), ao longo das quais chegam duas ou mesmo três partículas durante a observação. Isso despertou grande interesse entre os físicos envolvidos na cosmologia - a ciência da origem e do desenvolvimento do Universo, inextricavelmente ligada à física das partículas elementares. Acontece que alguns modelos da estrutura do micromundo e do desenvolvimento do Universo (teoria do Big Bang) prevêem a preservação no Universo moderno de partículas elementares supermassivas com massa da ordem de 10 23 -10 24 eV, das quais a matéria deveria consistir no estágio inicial do Big Bang. A sua distribuição no Universo não é muito clara: podem estar distribuídos uniformemente no espaço ou “atraídos” por regiões massivas do Universo. Sua principal característica é que essas partículas são instáveis e podem decair em outras mais leves, incluindo prótons, fótons e neutrinos estáveis, que adquirem enormes energias cinéticas - mais de 10 20 eV. Locais onde tais partículas são preservadas (defeitos topológicos do Universo) podem ser fontes de prótons, fótons ou neutrinos de ultra-alta energia.

Tal como no caso das fontes galácticas, a existência de aceleradores extragalácticos de raios cósmicos de ultra-alta energia é confirmada por dados de detectores de raios gama, por exemplo, os telescópios HESS, destinados aos objectos extragalácticos acima mencionados - candidatos a fontes de raios cósmicos.

Entre eles, os mais promissores foram os núcleos galácticos ativos (AGNs) com jatos de gás. Um dos objetos mais estudados na instalação do HESS é a galáxia M87 na constelação de Virgem, a uma distância de 50 milhões de anos-luz da nossa Galáxia. No seu centro existe um buraco negro, que fornece energia aos processos próximos a ele e, em particular, ao gigante jato de plasma pertencente a esta galáxia. A aceleração dos raios cósmicos em M87 é diretamente confirmada pelas observações de sua radiação gama, o espectro de energia dos fótons com energia de 1-10 TeV (10 12 -10 13 eV), observado na instalação do HESS. A intensidade de raios gama observada em M87 é de aproximadamente 3% da intensidade do Caranguejo. Levando em consideração a diferença de distância a esses objetos (5.000 vezes), isso significa que a luminosidade do M87 supera a luminosidade do Caranguejo em 25 milhões de vezes!

Os modelos de aceleração de partículas gerados para este objeto indicam que a intensidade das partículas aceleradas em M87 poderia ser tão grande que mesmo a uma distância de 50 milhões de anos-luz, a contribuição desta fonte poderia produzir a intensidade observada de raios cósmicos com energias acima de 10 19 eV .

Mas aqui está um mistério: nos dados modernos sobre EASs para esta fonte não há excesso de partículas com energia da ordem de 10 19 eV. Mas esta fonte não aparecerá nos resultados de futuras experiências espaciais, em energias em que fontes distantes já não contribuem para os eventos observados? A situação de quebra do espectro de energia pode ser repetida novamente, por exemplo, com uma energia de 2·10 20 . Mas desta vez a fonte deverá ser visível nas medições da direção da trajetória da partícula primária, uma vez que energias > 2·10 20 eV são tão altas que as partículas não devem ser desviadas em campos magnéticos galácticos.

Como vemos, após um século de estudo dos raios cósmicos, estamos novamente à espera de novas descobertas, desta vez radiação cósmica de ultra-alta energia, cuja natureza ainda é desconhecida, mas pode desempenhar um papel importante na estrutura do Universo.

Literatura

Dobrotin N. A. Raios cósmicos. - M.: Editora. Academia de Ciências da URSS, 1963.

Murzin VS Introdução à física dos raios cósmicos. - M.: Editora. Universidade Estadual de Moscou, 1988.

Panasyuk M. I. Andarilhos do Universo, ou Eco do Big Bang. - Fryazino: “Vek2”, 2005.

Rossi B. Raios cósmicos. - M.: Atomizdat, 1966.

Khrenov B. A. Meteoros relativísticos // Ciência na Rússia, 2001, No.

Khrenov B. A. e Panasyuk M. I. Mensageiros do espaço: longe ou perto? // Natureza, 2006, nº 2.

Khrenov B. A. e Klimov P. A. Descoberta esperada // Nature, 2008, No.

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✪ Ótimo em pequeno. Experimento de raios cósmicos

Legendas

Informação básica

Física dos raios cósmicos considerado parte física de alta energia E física de partículas.

Física dos raios cósmicos estudos:

processos que levam ao surgimento e aceleração dos raios cósmicos;
partículas de raios cósmicos, sua natureza e propriedades;
fenômenos causados por partículas de raios cósmicos no espaço sideral, na atmosfera da Terra e nos planetas.

Estudar os fluxos de partículas cósmicas neutras e carregadas de alta energia que caem na fronteira da atmosfera da Terra é a tarefa experimental mais importante.

Classificação de acordo com a origem dos raios cósmicos:

fora da nossa galáxia
na galáxia
no sol
no espaço interplanetário

Primário Costuma-se chamar raios extragalácticos e galácticos. SecundárioÉ comum chamar fluxos de partículas que passam e se transformam na atmosfera da Terra.

Os raios cósmicos são um componente da radiação natural (radiação de fundo) na superfície da Terra e na atmosfera.

Antes do desenvolvimento da tecnologia de aceleradores, os raios cósmicos serviam como a única fonte de partículas elementares de alta energia. Então, pósitron E múon foram descobertos pela primeira vez em raios cósmicos.

O espectro de energia dos raios cósmicos consiste em 43% de energia prótons, outros 23% - de energia hélio(partículas alfa) e 34% da energia transferida pelas partículas restantes.

Pelo número de partículas, os raios cósmicos são 92% de prótons, 6% de núcleos de hélio, cerca de 1% de elementos mais pesados e cerca de 1% de elétrons. Ao estudar fontes de raios cósmicos fora Sistema solar o componente próton-nuclear é detectado principalmente pelo fluxo que cria raios gama telescópios orbitais de raios gama e o componente eletrônico - de acordo com o gerado por ele radiação síncrotron, que recai sobre banda de rádio(em particular, para ondas métricas - quando irradiadas em um campo magnético meio interestelar), e com fortes campos magnéticos na área da fonte de raios cósmicos - e em faixas de frequência mais altas. Portanto, o componente eletrônico também pode ser detectado por instrumentos astronômicos terrestres.

Tradicionalmente, as partículas observadas nos raios cósmicos são divididas nos seguintes grupos: p (Z = 1) , α (Z = 2) , L (Z = 3 − 5) , M (Z = 6 − 9) , H (Z ⩾ 10) , V H (Z ⩾ 20) (\ displaystyle p( Z=1),\alfa (Z=2),L(Z=3-5),M(Z=6-9),H(Z\geqslant 10),VH(Z\geqslant 20))(respectivamente, prótons, partículas alfa, leves, médias, pesadas e superpesadas). Uma característica da composição química da radiação cósmica primária é o conteúdo anormalmente alto (vários milhares de vezes) de núcleos do grupo L ( lítio , berílio , boro) em comparação com a composição das estrelas e gás interestelar. Esse fenômeno é explicado pelo fato de que o mecanismo de geração de partículas cósmicas acelera principalmente núcleos pesados, que, ao interagirem com prótons do meio interestelar, decaem em núcleos mais leves. Esta suposição é confirmada pelo fato de que os CLs têm um grau muito elevado isotropia.

História da física dos raios cósmicos

Em 1921-1925, o físico americano Milliken, estudando a absorção da radiação cósmica na atmosfera terrestre em função da altitude de observação, descobriu que no chumbo essa radiação é absorvida da mesma forma que radiação gama núcleos. Millikan foi o primeiro a chamar essa radiação de raios cósmicos. Em 1925, os físicos soviéticos L.A. Tuvim e L. V. Mysovsky mediu a absorção da radiação cósmica na água: descobriu-se que essa radiação foi absorvida dez vezes menos do que a radiação gama dos núcleos. Mysovsky e Tuwim também descobriram que a intensidade da radiação depende da pressão barométrica - eles descobriram o “efeito barométrico”. Experimentos D. V. Skobeltsyna com uma câmara de nuvens colocada em campo magnético constante, possibilitaram “ver”, devido à ionização, vestígios (rastros) de partículas cósmicas. D. V. Skobeltsyn descobriu chuvas de partículas cósmicas. Experimentos com raios cósmicos permitiram fazer uma série de descobertas fundamentais para a física do micromundo.

Raios cósmicos solares

Os raios cósmicos solares (SCR) são partículas energéticas carregadas - elétrons, prótons e núcleos - injetadas pelo Sol no espaço interplanetário. A energia do SCR varia de vários keV a vários GeV. Na parte inferior desta faixa, os SCRs fazem fronteira com prótons de fluxos de alta velocidade vento solar. Partículas SCR aparecem devido a erupções solares.

Raios cósmicos de ultra-alta energia

A energia de algumas partículas excede Limite GZK(Greisen - Zatsepin - Kuzmina) - limite teórico de energia para raios cósmicos 5⋅10 19 eV, causado por sua interação com fótons radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Várias dezenas dessas partículas foram registradas pelo observatório AGASA ao longo de um ano. (Inglês) russo. Estas observações ainda não têm uma explicação científica suficientemente fundamentada.

Detecção de raios cósmicos

Por muito tempo após a descoberta dos raios cósmicos, os métodos para registrá-los não diferiram dos métodos para registrar partículas em aceleradores, na maioria das vezes - medidores de descarga de gás ou emulsões nucleares fotográficas, elevado à estratosfera ou ao espaço sideral. Mas este método não permite observações sistemáticas de partículas de alta energia, uma vez que elas aparecem muito raramente, e o espaço no qual tal contador pode realizar observações é limitado pelo seu tamanho.

Os observatórios modernos operam com princípios diferentes. Quando uma partícula de alta energia entra na atmosfera, ela interage com os átomos do ar nos primeiros 100 g/cm², dando origem a toda uma enxurrada de partículas, principalmente peônias E múons, que, por sua vez, dão origem a outras partículas, e assim por diante. Forma-se um cone de partículas chamado chuveiro. Essas partículas se movem a velocidades que excedem a velocidade da luz no ar, causando Cherenkov brilho, registrado por telescópios. Esta técnica permite monitorar áreas do céu que cobrem centenas de quilômetros quadrados.

Implicações para voos espaciais

Astronautas ISS quando fecham os olhos, não mais do que uma vez a cada 3 minutos, veem flashes de luz; talvez esse fenômeno esteja associado ao impacto de partículas de alta energia que entram na retina. No entanto, isso não foi confirmado experimentalmente, é possível que esse efeito tenha fundamentos exclusivamente psicológicos.

Boris Arkadievich Khrenov,
Doutor em Ciências Físicas e Matemáticas, Instituto de Pesquisa de Física Nuclear em homenagem. D. V. Skobeltsyn Universidade Estadual de Moscou. M. V. Lomonosova
“Ciência e Vida” nº 10, 2008

Quase cem anos se passaram desde que os raios cósmicos foram descobertos - fluxos de partículas carregadas provenientes das profundezas do Universo. Desde então, muitas descobertas relacionadas à radiação cósmica foram feitas, mas muitos mistérios ainda permanecem. Uma delas talvez seja a mais intrigante: de onde vêm as partículas com energia superior a 10 20 eV, ou seja, quase um bilhão de trilhões de elétron-volts, um milhão de vezes maior do que o que será obtido no acelerador mais potente - o Grande Colisor de Hádrons? Que forças e campos aceleram as partículas a energias tão monstruosas?

Logo ficou claro que os prótons cósmicos, voando através da matéria, interagem com os núcleos de seus átomos, dando origem a partículas elementares instáveis até então desconhecidas (elas foram observadas principalmente na atmosfera da Terra). O estudo do mecanismo de seu nascimento abriu um caminho frutífero para a construção de uma taxonomia de partículas elementares. No laboratório, aprenderam a acelerar prótons e elétrons e a produzir enormes fluxos deles, incomparavelmente mais densos que os raios cósmicos. Em última análise, foram os experimentos sobre a interação de partículas que receberam energia em aceleradores que levaram à criação de uma imagem moderna do micromundo.

Em 1938, o físico francês Pierre Auger descobriu um fenômeno notável - chuvas de partículas cósmicas secundárias que surgem como resultado da interação de prótons primários e núcleos de energias extremamente altas com os núcleos dos átomos atmosféricos. Descobriu-se que no espectro dos raios cósmicos existem partículas com energia da ordem de 10 15 –10 18 eV - milhões de vezes mais do que a energia das partículas aceleradas em laboratório. O acadêmico Dmitry Vladimirovich Skobeltsyn atribuiu particular importância ao estudo de tais partículas e imediatamente após a guerra, em 1947, junto com seus colegas mais próximos G. T. Zatsepin e N. A. Dobrotin, organizou estudos abrangentes de cascatas de partículas secundárias na atmosfera, chamadas extensas chuvas de ar ( EAS). A história dos primeiros estudos dos raios cósmicos pode ser encontrada nos livros de N. Dobrotin e V. Rossi. Com o tempo, a escola de D.V. Skobeltsyna tornou-se um dos mais poderosos do mundo e por muitos anos determinou as principais direções no estudo dos raios cósmicos de ultra-alta energia. Seus métodos permitiram ampliar a gama de energias estudadas de 10 9 –10 13 eV, registradas em balões e satélites, para 10 13 –10 20 eV. Dois aspectos tornaram estes estudos particularmente atraentes.

Em segundo lugar, tornou-se possível encontrar no espaço objetos capazes de acelerar partículas a energias extremamente altas.

Na nossa Galáxia, existem várias supernovas conhecidas com menos de mil anos de idade que foram observadas a olho nu. As mais famosas são a Nebulosa do Caranguejo na constelação de Touro (“O Caranguejo” é o remanescente da explosão da Supernova em 1054, anotada nas crônicas orientais), Cassiopeia-A (observada em 1572 pelo astrônomo Tycho Brahe) e a Supernova Kepler. na constelação de Ophiuchus (1680). Os diâmetros de suas conchas hoje são de 5 a 10 anos-luz (1 ano-luz = 10 16 m), ou seja, eles estão se expandindo a uma velocidade da ordem de 0,01 da velocidade da luz e estão localizados a distâncias de aproximadamente dez mil luz. anos da Terra. As conchas de Supernovas (“nebulosas”) foram observadas nas faixas óptica, de rádio, de raios X e de raios gama pelos observatórios espaciais Chandra, Hubble e Spitzer. Eles mostraram de forma confiável que a aceleração de elétrons e prótons, acompanhada pela radiação de raios X, realmente ocorre nas camadas.

Cerca de 60 remanescentes de supernovas com menos de 2.000 anos poderiam preencher o espaço interestelar com raios cósmicos com uma energia específica medida (~1 eV por cm3), embora menos de dez deles sejam conhecidos. Essa escassez é explicada pelo fato de que no plano da Galáxia, onde se concentram estrelas e supernovas, existe muita poeira, que não transmite luz ao observador na Terra. Observações em raios X e raios gama, para as quais a camada de poeira é transparente, permitiram expandir a lista de conchas de supernovas “jovens” observadas. A mais recente destas conchas recentemente descobertas foi a Supernova G1.9+0.3, observada com o telescópio de raios X Chandra a partir de Janeiro de 2008. As estimativas do tamanho e da taxa de expansão da sua concha indicam que ela explodiu há aproximadamente 140 anos, mas não era visível na faixa óptica devido à completa absorção da sua luz pela camada de poeira da Galáxia.

Os dados sobre supernovas explodindo em nossa galáxia, a Via Láctea, são complementados por estatísticas muito mais ricas sobre supernovas em outras galáxias. A confirmação direta da presença de prótons e núcleos acelerados é a radiação gama com fótons de alta energia resultante do decaimento de píons neutros - produtos da interação de prótons (e núcleos) com a matéria fonte. Esses fótons de alta energia são observados usando telescópios que detectam o brilho Vavilov-Cherenkov emitido por partículas EAS secundárias. O instrumento mais avançado deste tipo é um conjunto de seis telescópios criado em colaboração com o HESS na Namíbia. Os raios gama do Caranguejo foram os primeiros a serem medidos, e sua intensidade tornou-se a medida de intensidade para outras fontes.

O resultado obtido não só confirma a presença de um mecanismo de aceleração de prótons e núcleos em uma Supernova, mas também permite estimar o espectro de partículas aceleradas: os espectros de raios gama “secundários” e prótons e núcleos “primários” são muito perto. O campo magnético do Caranguejo e seu tamanho permitem a aceleração dos prótons a energias da ordem de 10 15 eV. Os espectros das partículas dos raios cósmicos na fonte e no meio interestelar são um pouco diferentes, uma vez que a probabilidade de as partículas deixarem a fonte e o tempo de vida das partículas na Galáxia dependem da energia e da carga da partícula. A comparação do espectro de energia e da composição dos raios cósmicos medidos perto da Terra com o espectro e a composição na fonte permitiu compreender quanto tempo as partículas viajam entre as estrelas. Havia significativamente mais núcleos de lítio, berílio e boro nos raios cósmicos próximos à Terra do que na fonte - seu número adicional aparece como resultado da interação de núcleos mais pesados com o gás interestelar. Medindo essa diferença, calculamos o valor X a substância através da qual os raios cósmicos passaram enquanto vagavam no meio interestelar. Na física nuclear, a quantidade de matéria que uma partícula encontra em seu caminho é medida em g/cm2. Isso se deve ao fato de que para calcular a redução do fluxo de partículas nas colisões com núcleos de matéria é necessário conhecer o número de colisões de uma partícula com núcleos que possuem diferentes áreas (seções) transversais à direção da partícula. Ao expressar a quantidade de matéria nessas unidades, obtém-se uma única escala de medida para todos os núcleos.

Valor encontrado experimentalmente X~ 5–10 g/cm2 permite estimar a vida útil t raios cósmicos no meio interestelar: t ≈ X/ρ c, Onde c- velocidade das partículas aproximadamente igual à velocidade da luz, ρ ~10 –24 g/cm 3 - densidade média do meio interestelar. Portanto, o tempo de vida dos raios cósmicos é de cerca de 10 8 anos. Este tempo é muito maior que o tempo de voo de uma partícula movendo-se a uma velocidade Com em linha reta da fonte até a Terra (3·10 4 anos para as fontes mais distantes no lado oposto da Galáxia). Isso significa que as partículas não se movem em linha reta, mas sofrem dispersão. Campos magnéticos caóticos de galáxias com indução B ~ 10 –6 gauss (10 –10 tesla) movem-nas em torno de um círculo com um raio (girorrádio) R = E/3 × 10 4 B, onde R em m, E- energia das partículas em eV, V - indução do campo magnético em gauss. Em energias de partículas moderadas E

Aproximadamente em linha reta, apenas partículas com energia virão da fonte E> 10 19 eV. Portanto, a direção das partículas com energias inferiores a 10 19 eV que criam EASs não indica a sua origem. Nesta região energética, resta observar a radiação secundária gerada nas próprias fontes pelos prótons e núcleos de raios cósmicos. Na região de energia observável da radiação gama ( E

A ideia dos raios cósmicos como um fenômeno galáctico “local” revelou-se verdadeira apenas para partículas de energias moderadas E

Em 1958, Georgiy Borisovich Christiansen e o alemão Viktorovich Kulikov descobriram uma mudança brusca na aparência do espectro de energia dos raios cósmicos com uma energia da ordem de 3·10 15 eV. Em energias abaixo deste valor, os dados experimentais sobre o espectro de partículas eram geralmente apresentados na forma de “lei de potência”, de modo que o número de partículas N com uma determinada energia E foi considerada inversamente proporcional à energia da partícula elevada à potência de γ: N(E) = a/Eγ (γ é o indicador de espectro diferencial). Até uma energia de 3·10 15 eV, o indicador γ = 2,7, mas na transição para energias mais altas o espectro de energia sofre uma “quebra”: para energias E> 3·10 15 eV γ torna-se 3,15. É natural associar esta mudança no espectro com a aproximação da energia das partículas aceleradas ao valor máximo possível calculado para o mecanismo de aceleração nas Supernovas. Esta explicação da quebra no espectro também é apoiada pela composição nuclear das partículas primárias na faixa de energia 10 15 –10 17 eV. As informações mais confiáveis sobre o assunto são fornecidas por instalações EAS complexas - “MGU”, “Tunka”, “Tibet”, “Cascade”. Com a ajuda deles, obtém-se não apenas informações sobre a energia dos núcleos primários, mas também parâmetros dependendo de seus números atômicos - a “largura” da chuva, a razão entre o número de elétrons e múons, entre o número dos mais energéticos elétrons e seu número total. Todos esses dados indicam que com um aumento na energia das partículas primárias desde o limite esquerdo do espectro antes de sua ruptura até a energia após a ruptura, sua massa média aumenta. Esta mudança na composição da massa das partículas é consistente com o modelo de aceleração das partículas nas Supernovas - é limitada pela energia máxima, que depende da carga da partícula. Para os prótons, esta energia máxima é da ordem de 3·10 15 eV e aumenta proporcionalmente à carga da partícula acelerada (núcleo), de modo que os núcleos de ferro são efetivamente acelerados até ~10 17 eV. A intensidade dos fluxos de partículas com energia superior ao máximo diminui rapidamente.

Mas o registo de partículas com energias ainda mais elevadas (~3·10 18 eV) mostrou que o espectro dos raios cósmicos não só não se rompe, como regressa à forma observada antes da ruptura!

Medições do espectro de energia na região de energia “ultra-alta” ( E> 10 18 eV) são muito difíceis devido ao pequeno número dessas partículas. Para observar esses eventos raros, é necessária a criação de uma rede de detectores do fluxo de partículas EAS e da radiação Vavilov-Cherenkov e da radiação de ionização (fluorescência atmosférica) gerada por eles na atmosfera em uma área de centenas e até milhares. de quilômetros quadrados. Para instalações tão grandes e complexas, são escolhidos locais com atividade econômica limitada, mas com a capacidade de garantir a operação confiável de um grande número de detectores. Essas instalações foram construídas primeiro em áreas de dezenas de quilómetros quadrados (Yakutsk, Havera Park, Akeno), depois centenas (AGASA, Fly's Eye, HiRes) e, finalmente, estão agora a ser criadas instalações de milhares de quilómetros quadrados (Observatório Pierre Auger em Argentina, instalação telescópica em Utah, EUA).

O que sabemos hoje sobre os raios cósmicos de ultra-alta energia? A figura inferior mostra o espectro de energia dos raios cósmicos com energias superiores a 10 18 eV, obtidos através de instalações de última geração (HiRes, Observatório Pierre Auger) juntamente com dados de raios cósmicos de energias mais baixas, que, como mostrado acima, pertencem a a Galáxia Via Láctea. Pode-se observar que nas energias 3·10 18 –3·10 19 eV o índice do espectro de energia diferencial diminuiu para um valor de 2,7–2,8, exatamente o mesmo que o observado para os raios cósmicos galácticos, quando as energias das partículas são muito inferiores às máximo possível para aceleradores galácticos. Isso não indica que em energias ultra-altas o fluxo principal de partículas é criado por aceleradores de origem extragaláctica com uma energia máxima significativamente superior à galáctica? A quebra no espectro dos raios cósmicos galácticos mostra que a contribuição dos raios cósmicos extragalácticos muda drasticamente ao passar da região de energias moderadas 10 14 –10 16 eV, onde é aproximadamente 30 vezes menor que a contribuição dos galácticos (o espectro indicado pela linha pontilhada na figura), para a região de energias ultra-altas onde se torna dominante.

Nas últimas décadas, numerosos dados astronômicos foram acumulados sobre objetos extragalácticos capazes de acelerar partículas carregadas a energias muito superiores a 10 19 eV. Um sinal óbvio de que um objeto de tamanho D pode acelerar partículas em energia E, é a presença em todo este objeto de um campo magnético B tal que o raio de giro da partícula é menor D. Essas fontes candidatas incluem galáxias de rádio (emitindo fortes emissões de rádio); núcleos de galáxias ativas contendo buracos negros; galáxias em colisão. Todos eles contêm jatos de gás (plasma) movendo-se a velocidades enormes, aproximando-se da velocidade da luz. Esses jatos desempenham o papel de ondas de choque necessárias ao funcionamento do acelerador. Para estimar sua contribuição para a intensidade observada dos raios cósmicos, é necessário levar em consideração a distribuição das fontes ao longo das distâncias da Terra e as perdas de energia das partículas no espaço intergaláctico. Antes da descoberta da emissão de rádio cósmica de fundo, o espaço intergaláctico parecia “vazio” e transparente não apenas à radiação eletromagnética, mas também às partículas de energia ultra-elevada. A densidade do gás no espaço intergaláctico, de acordo com dados astronômicos, é tão pequena (10 –29 g/cm 3) que mesmo a enormes distâncias de centenas de bilhões de anos-luz (10 24 m) as partículas não encontram os núcleos do gás átomos. No entanto, quando se descobriu que o Universo está cheio de fotões de baixa energia (aproximadamente 500 fotões/cm 3 com energia E f ~10 –3 eV), remanescente após o Big Bang, ficou claro que prótons e núcleos com energia maior E~5·10 19 eV, o limite Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), deve interagir com fótons e perder b Ó a maior parte de sua energia. Assim, a esmagadora parte do Universo, localizada a distâncias superiores a 10 7 anos-luz de nós, revelou-se inacessível para observação em raios com energia superior a 5,10 19 eV. Dados experimentais recentes sobre o espectro de raios cósmicos de ultra-alta energia (instalação HiRes, Observatório Pierre Auger) confirmam a existência deste limite de energia para partículas observadas da Terra.

Curiosamente, a instalação AGASA recebeu indicações da existência de direções “vazias” (aquelas onde não existem fontes conhecidas), ao longo das quais chegam duas ou mesmo três partículas durante a observação. Isso despertou grande interesse entre os físicos envolvidos na cosmologia - a ciência da origem e do desenvolvimento do Universo, inextricavelmente ligada à física das partículas elementares. Acontece que alguns modelos da estrutura do microcosmo e do desenvolvimento do Universo (teoria do Big Bang) prevêem a preservação no Universo moderno de partículas elementares supermassivas com massa da ordem de 10 23 -10 24 eV, das quais a matéria deveria consistir no estágio inicial do Big Bang. A sua distribuição no Universo não é muito clara: podem estar distribuídos uniformemente no espaço ou “atraídos” por regiões massivas do Universo. Sua principal característica é que essas partículas são instáveis e podem decair em outras mais leves, incluindo prótons, fótons e neutrinos estáveis, que adquirem enormes energias cinéticas - mais de 10 20 eV. Locais onde tais partículas são preservadas (defeitos topológicos do Universo) podem ser fontes de prótons, fótons ou neutrinos de ultra-alta energia.

Entre eles, os mais promissores foram os núcleos galácticos ativos (AGNs) com jatos de gás. Um dos objetos mais estudados na instalação do HESS é a galáxia M87 na constelação de Virgem, a uma distância de 50 milhões de anos-luz da nossa Galáxia. No seu centro existe um buraco negro, que fornece energia aos processos próximos a ele e, em particular, ao gigante jato de plasma pertencente a esta galáxia. A aceleração dos raios cósmicos em M87 é diretamente confirmada pelas observações de sua radiação gama, o espectro de energia dos fótons com energia de 1–10 TeV (10 12 –10 13 eV), observado na instalação do HESS. A intensidade de raios gama observada em M87 é de aproximadamente 3% da intensidade do Caranguejo. Levando em consideração a diferença de distância a esses objetos (5.000 vezes), isso significa que a luminosidade do M87 supera a luminosidade do Caranguejo em 25 milhões de vezes!

Literatura:
1) Dobrotina N.A. Raios cósmicos. - M.: Editora. Academia de Ciências da URSS, 1963.
2) Murzin V.S. Introdução à Física dos Raios Cósmicos. - M.: Editora. Universidade Estadual de Moscou, 1988.
3) Panasyuk M. I. Estranhos do Universo ou Ecos do Big Bang. - Fryazino: “Vek2”, 2005.
4) Rossi B. Raios cósmicos. - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Meteoros relativísticos// Ciência na Rússia, 2001, nº 4.
6) Khrenov B.A. e Panasyuk M.I. Mensageiros do espaço: longe ou perto?// Natureza, 2006, nº 2.
7) Khrenov B.A. e Klimov P.A. Abertura esperada// Natureza, 2008, nº 4.

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