Spectrul de energie diferenţială al razelor cosmice este de natură a legii puterii (pe o scară dublă logaritmică - o linie dreaptă înclinată) (energii minime - zonă galbenă, modulaţie solară, energii medii - zonă albastră, GCR, energii maxime - zonă violet, extragalactic). CR)

Razele cosmice sunt particule elementare și nuclee atomice care se deplasează cu energii mari în spațiul cosmic.

Informatii de baza

Fizica razelor cosmice considerat a fi parte fizica energiei înalteȘi Fizica particulelor.

Fizica razelor cosmice studii:

• procese care conduc la apariția și accelerarea razelor cosmice;
• particulele de raze cosmice, natura și proprietățile lor;
• fenomene cauzate de particulele de raze cosmice în spațiul cosmic și.

Studierea fluxurilor de particule cosmice încărcate cu energie înaltă și neutre care cad la limita atmosferei Pământului este cea mai importantă sarcină experimentală.

Clasificare în funcție de originea razelor cosmice:

• în Galaxie
• în spațiul interplanetar

Primar Se obișnuiește să se numească raze extragalactice și galactice. Secundar Se obișnuiește să se numească fluxuri de particule care trec și se transformă în atmosfera Pământului.

Razele cosmice sunt o componentă a radiațiilor naturale (radiația de fundal) de pe suprafața Pământului și în atmosferă.

Înainte de dezvoltarea tehnologiei acceleratoarelor, razele cosmice au servit ca singura sursă de particule elementare de înaltă energie. Astfel, pozitronul și muonul au fost găsite pentru prima dată în razele cosmice.

Spectrul energetic al razelor cosmice constă din 43% din energia protonilor, încă 23% din energia heliului (particule alfa) și 34% din energia transferată de alte particule.

După numărul de particule, razele cosmice sunt 92% protoni, 6% nuclee de heliu, aproximativ 1% elemente mai grele și aproximativ 1% electroni. La studierea surselor de raze cosmice din afara componentei proton-nucleare, aceasta este detectată în principal prin fluxul de raze gamma pe care îl creează, iar componenta electronică este detectată de radiația sincrotron pe care o generează, care se încadrează în domeniul radio (în special, la unde metru - atunci când sunt emise în câmpul magnetic al mediului interstelar ), și cu câmpuri magnetice puternice în zona sursei de raze cosmice - și în intervale de frecvență mai mari. Prin urmare, componenta electronică poate fi detectată și de instrumente astronomice de la sol.

În mod tradițional, particulele observate în razele cosmice sunt împărțite în următoarele grupe: (respectiv, protoni, particule alfa, ușoare, medii, grele și supergrele). O caracteristică a compoziției chimice a radiațiilor cosmice primare este conținutul anormal de mare (de câteva mii de ori) al nucleelor ​​din grupa L (litiu, beriliu, bor) în comparație cu compoziția stelelor și a gazului interstelar. Acest fenomen se explică prin faptul că mecanismul de generare a particulelor cosmice accelerează în primul rând nucleele grele, care, atunci când interacționează cu protonii mediului interstelar, se descompun în nuclee mai ușoare. Această presupunere este confirmată de faptul că razele cosmice au un grad foarte ridicat de izotropie.

Istoria fizicii razelor cosmice

Primul indiciu al posibilității existenței radiațiilor ionizante de origine extraterestră a fost obținut la începutul secolului al XX-lea în experimente de studiu a conductivității gazelor. Curentul electric spontan detectat în gaz nu a putut fi explicat prin ionizarea rezultată din radioactivitatea naturală a Pământului. Radiația observată s-a dovedit a fi atât de pătrunzătoare, încât încă s-a observat un curent rezidual în camerele de ionizare, ecranate de straturi groase de plumb. În 1911-1912, au fost efectuate o serie de experimente cu camere de ionizare pe baloane. Hess a descoperit că radiația crește odată cu altitudinea, în timp ce ionizarea cauzată de radioactivitatea Pământului ar trebui să scadă odată cu altitudinea. Experimentele lui Colherster au demonstrat că această radiație este direcționată de sus în jos.

În anii 1921-1925, fizicianul american Millikan, studiind absorbția radiațiilor cosmice în atmosfera Pământului în funcție de altitudinea de observație, a descoperit că în plumb această radiație este absorbită în același mod ca și radiația gamma din nuclee. Millikan a fost primul care a numit această radiație raze cosmice. În 1925, fizicienii sovietici L.A. Tuvim și L.V. Mysovsky au măsurat absorbția radiației cosmice în apă: s-a dovedit că această radiație a fost absorbită de zece ori mai puțin decât radiația gamma a nucleelor. Mysovsky și Tuwim au descoperit, de asemenea, că intensitatea radiației depinde de presiunea barometrică - au descoperit „efectul barometric”. Experimentele lui D.V. Skobeltsyn cu o cameră cu nori plasată într-un câmp magnetic constant au făcut posibilă „vederea”, datorită ionizării, a urmelor (urmelor) de particule cosmice. D. V. Skobeltsyn a descoperit ploaie de particule cosmice. Experimentele cu raze cosmice au făcut posibilă realizarea unui număr de descoperiri fundamentale pentru fizica microlumilor.

În 1932, Anderson a descoperit pozitronul în razele cosmice. În 1937, Anderson și Neddermeyer au descoperit muonii și au indicat tipul dezintegrarii lor. În 1947, au fost descoperiți mezoni pi. În 1955, prezența mezonilor K, precum și a particulelor neutre grele - hiperoni, a fost stabilită în razele cosmice. Caracteristica cuantică „ciudățenie” a apărut în experimentele cu raze cosmice. Experimentele cu raze cosmice au ridicat problema conservării parității, au descoperit procese de generare multiplă de particule în interacțiunile nucleonilor și au făcut posibilă determinarea valorii secțiunii transversale efective pentru interacțiunea nucleonilor de înaltă energie. Apariția rachetelor spațiale și a sateliților a dus la noi descoperiri - descoperirea Pământului (1958, (S.N. Vernov și A.E. Chudakov) și, independent de ele în același an, Van Allen), și a permis crearea de noi metode de cercetare galactice. și spații intergalactice.

Fluxuri de particule încărcate cu energie înaltă în spațiul apropiat Pământului

Există mai multe tipuri de raze cosmice în spațiul apropiat Pământului (NES). Cele staționare includ de obicei razele cosmice galactice (GCR), particulele de albedo și centura de radiații. Cele non-staționare includ razele cosmice solare (SCR).

Raze cosmice galactice (GCR)

Razele cosmice galactice (GCR) constau din nuclee de diferite elemente chimice cu energie cinetică E mai mult de câteva zeci de MeV/nucleon, precum și electroni și pozitroni cu E>10 MeV. Aceste particule vin în spațiul interplanetar din mediul interstelar. Cele mai probabile surse de raze cosmice sunt considerate a fi erupțiile și cele rezultate. Câmpurile electromagnetice ale pulsarilor accelerează particulele încărcate, care sunt apoi împrăștiate de câmpurile magnetice interstelare. Este posibil, însă, ca în zonă E<100 МэВ/нуклон частицы образуются за счет ускорения в межпланетной среде частиц и . Дифференциальный энергетический спектр ГКЛ носит степенной характер.

Particule secundare din magnetosfera Pământului: centură de radiații, particule de albedo

Raze cosmice de ultra-înaltă energie

Energia unor particule depășește limita GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - limita teoretică de energie pentru razele cosmice de 5·10 19 eV, cauzată de interacțiunea lor cu fotonii radiației cosmice de fond cu microunde. Câteva zeci de astfel de particule au fost înregistrate de observatorul AGASA pe an. Aceste observații nu au încă o explicație științifică suficient de fundamentată.

Detectarea razelor cosmice

Multă vreme după descoperirea razelor cosmice, metodele de înregistrare a acestora nu au fost diferite de metodele de înregistrare a particulelor în acceleratoare, cel mai adesea contoare de descărcare de gaze sau emulsii fotografice nucleare ridicate în stratosferă sau în spațiul cosmic. Dar această metodă nu permite observații sistematice ale particulelor de înaltă energie, deoarece acestea apar destul de rar, iar spațiul în care un astfel de contor poate efectua observații este limitat de dimensiunea sa.

Observatoarele moderne funcționează pe principii diferite. Când o particulă de mare energie intră în atmosferă, ea interacționează cu atomii de aer din primii 100 g/cm² pentru a produce o rafală de particule, în principal pioni și muoni, care la rândul lor produc alte particule și așa mai departe. Se formează un con de particule, care se numește duș. Astfel de particule se mișcă cu o viteză care depășește viteza luminii în aer, rezultând strălucirea Cherenkov, care este înregistrată. Această tehnică face posibilă monitorizarea unor zone ale cerului care acoperă sute de kilometri pătrați.

Boris Arkadievici Hrenov,
Doctor în Științe Fizice și Matematice, Institutul de Cercetare de Fizică Nucleară poartă numele. D. V. Skobeltsyn Universitatea de Stat din Moscova. M. V. Lomonosova
„Știință și viață” nr. 10, 2008

Au trecut aproape o sută de ani de când au fost descoperite razele cosmice - fluxuri de particule încărcate care vin din adâncurile Universului. De atunci, s-au făcut multe descoperiri legate de radiațiile cosmice, dar mai rămân multe mistere. Una dintre ele este poate cea mai intrigantă: de unde provin particulele cu o energie mai mare de 10 20 eV, adică aproape un miliard de trilioane de electroni volți, de un milion de ori mai mare decât ceea ce se va obține în cel mai puternic accelerator - Ciocnitorul mare de hadroni? Ce forțe și câmpuri accelerează particulele la astfel de energii monstruoase?

Razele cosmice au fost descoperite în 1912 de către fizicianul austriac Victor Hess. A fost angajat al Institutului Radium din Viena și a efectuat cercetări asupra gazelor ionizate. Până atunci, ei știau deja că toate gazele (inclusiv atmosfera) sunt întotdeauna ușor ionizate, ceea ce indica prezența unei substanțe radioactive (cum ar fi radiul) fie în gaz, fie în apropierea unui dispozitiv de măsurare a ionizării, cel mai probabil în scoarța terestră. Experimentele cu ridicarea unui detector de ionizare într-un balon au fost concepute pentru a testa această ipoteză, deoarece ionizarea gazului ar trebui să scadă odată cu distanța de la suprafața pământului. Răspunsul a fost invers: Hess a descoperit niște radiații, a căror intensitate creștea odată cu altitudinea. Aceasta a sugerat ideea că a venit din spațiu, dar a fost posibil să se dovedească în sfârșit originea extraterestră a razelor abia după numeroase experimente (W. Hess a primit Premiul Nobel abia în 1936). Să ne amintim că termenul „radiație” nu înseamnă că aceste raze sunt de natură pur electromagnetică (cum ar fi lumina soarelui, undele radio sau razele X); a fost folosit pentru a descoperi un fenomen a cărui natură nu era încă cunoscută. Și deși curând a devenit clar că componenta principală a razelor cosmice sunt particulele încărcate accelerate, protonii, termenul a fost reținut. Studiul noului fenomen a început rapid să producă rezultate care sunt de obicei considerate a fi „de vârf a științei”.

Descoperirea particulelor cosmice de foarte mare energie imediat (cu mult înainte de crearea acceleratorului de protoni) a ridicat întrebarea: care este mecanismul de accelerare a particulelor încărcate în obiectele astrofizice? Astăzi știm că răspunsul s-a dovedit a fi nebanal: un accelerator natural, „cosmic” este radical diferit de acceleratorii artificiali.

Curând a devenit clar că protonii cosmici, care zboară prin materie, interacționează cu nucleele atomilor ei, dând naștere unor particule elementare instabile necunoscute anterior (au fost observate în principal în atmosfera Pământului). Studiul mecanismului nașterii lor a deschis o cale fructuoasă pentru construirea unei taxonomii a particulelor elementare. În laborator, au învățat să accelereze protonii și electronii și să producă fluxuri uriașe ale acestora, incomparabil mai dense decât în ​​razele cosmice. În cele din urmă, experimentele privind interacțiunea particulelor care au primit energie în acceleratoare au condus la crearea unei imagini moderne a microlumii.

În 1938, fizicianul francez Pierre Auger a descoperit un fenomen remarcabil - ploaie de particule cosmice secundare care apar ca urmare a interacțiunii protonilor primari și a nucleelor ​​de energii extrem de mari cu nucleele atomilor atmosferici. S-a dovedit că în spectrul razelor cosmice există particule cu o energie de ordinul a 10 15 –10 18 eV - de milioane de ori mai mult decât energia particulelor accelerată în laborator. Academicianul Dmitri Vladimirovici Skobeltsyn a acordat o importanță deosebită studiului unor astfel de particule și imediat după război, în 1947, împreună cu cei mai apropiați colegi ai săi G. T. Zatsepin și N. A. Dobrotin, au organizat studii cuprinzătoare ale cascadelor de particule secundare din atmosferă, numite dușuri extinse de aer ( EAS). Istoria primelor studii ale razelor cosmice se regăsește în cărțile lui N. Dobrotin și V. Rossi. De-a lungul timpului, școala D.V. Skobeltsyna a devenit una dintre cele mai puternice din lume și timp de mulți ani a determinat direcțiile principale în studiul razelor cosmice de ultra-înaltă energie. Metodele ei au făcut posibilă extinderea gamei de energii studiate de la 10 9 –10 13 eV, înregistrate pe baloane și sateliți, la 10 13 –10 20 eV. Două aspecte au făcut aceste studii deosebit de atractive.

În primul rând, a devenit posibil să se utilizeze protoni de înaltă energie creați de natura însăși pentru a studia interacțiunea lor cu nucleele atomilor atmosferici și a descifra cea mai fină structură a particulelor elementare.

În al doilea rând, a devenit posibil să se găsească obiecte în spațiu capabile să accelereze particulele la energii extrem de mari.

Primul aspect s-a dovedit a nu fi atât de fructuos pe cât s-a sperat: studierea structurii fine a particulelor elementare a necesitat mult mai multe date despre interacțiunea protonilor decât pot furniza razele cosmice. În același timp, o contribuție importantă la înțelegerea microlumii a fost adusă prin studierea dependenței celor mai generale caracteristici ale interacțiunii protonilor de energia lor. În timpul studiului EAS-urilor a fost descoperită o caracteristică în dependența numărului de particule secundare și a distribuției lor de energie de energia particulei primare, asociată cu structura quarc-gluon a particulelor elementare. Aceste date au fost ulterior confirmate în experimente la acceleratoare.

Astăzi, au fost construite modele fiabile ale interacțiunii razelor cosmice cu nucleele atomilor atmosferici, care au făcut posibilă studierea spectrului energetic și a compoziției particulelor lor primare de cele mai înalte energii. A devenit clar că razele cosmice joacă un rol nu mai puțin în dinamica dezvoltării galaxiei decât câmpurile și fluxurile sale de gaz interstelar: energia specifică a razelor cosmice, a gazului și a câmpului magnetic este aproximativ egală cu 1 eV per cm 3. Cu un astfel de echilibru de energie în mediul interstelar, este firesc să presupunem că accelerarea particulelor de raze cosmice are loc cel mai probabil în aceleași obiecte care sunt responsabile pentru încălzirea și eliberarea gazului, de exemplu, în nova și supernove în timpul exploziei lor.

Primul mecanism de accelerare a razelor cosmice a fost propus de Enrico Fermi pentru protonii care se ciocnesc haotic cu norii magnetizați de plasmă interstelară, dar nu a putut explica toate datele experimentale. În 1977, academicianul Hermogenes Filippovich Krymsky a arătat că acest mecanism ar trebui să accelereze mult mai puternic particulele din rămășițele de supernova pe fronturile undelor de șoc, ale căror viteze sunt ordine de mărime mai mari decât viteza norilor. Astăzi s-a demonstrat în mod fiabil că mecanismul de accelerare a protonilor și nucleelor ​​cosmice printr-o undă de șoc în cochiliile supernovelor este cel mai eficient. Dar este puțin probabil să o poată reproduce în condiții de laborator: accelerația are loc relativ lent și necesită cantități enorme de energie pentru a reține particulele accelerate. În carcasele supernovei, aceste condiții există datorită însăși naturii exploziei. Este remarcabil faptul că accelerarea razelor cosmice are loc într-un obiect astrofizic unic, care este responsabil de sinteza nucleelor ​​grele (mai grele decât heliul) prezente efectiv în razele cosmice.

În galaxia noastră, există câteva Supernove cunoscute cu o vechime mai mică de o mie de ani care au fost observate cu ochiul liber. Cele mai faimoase sunt Nebuloasa Crabului din constelația Taurului („Crabul” este rămășița exploziei Supernovei din 1054, remarcată în cronicile estice), Cassiopeia-A (observată în 1572 de astronomul Tycho Brahe) și Supernova Kepler. în constelația Ophiuchus (1680). Diametrele cochiliilor lor astăzi sunt de 5–10 ani lumină (1 an lumină = 10 16 m), adică se extind cu o viteză de ordinul 0,01 viteza luminii și sunt situate la distanțe de aproximativ zece mii de lumină. ani de la Pământ. Învelișurile supernovelor („nebuloase”) au fost observate în domeniile optice, radio, raze X și raze gamma de către observatoarele spațiale Chandra, Hubble și Spitzer. Ei au arătat în mod fiabil că accelerarea electronilor și protonilor, însoțită de radiații cu raze X, are loc de fapt în cochilii.

Aproximativ 60 de rămășițe de supernove mai tinere de 2000 de ani ar putea umple spațiul interstelar cu raze cosmice cu o energie specifică măsurată (~1 eV per cm 3), în timp ce mai puțin de zece dintre ele sunt cunoscute. Acest deficit se explică prin faptul că în planul Galaxiei, unde sunt concentrate stelele și supernovele, există mult praf, care nu transmite lumină observatorului de pe Pământ. Observațiile în raze X și razele gamma, pentru care stratul de praf este transparent, au făcut posibilă extinderea listei de învelișuri de supernove „tinere” observate. Cel mai recent dintre aceste cochilii nou descoperite a fost Supernova G1.9+0.3, observată cu telescopul cu raze X Chandra începând din ianuarie 2008. Estimările cu privire la dimensiunea și rata de expansiune a carcasei sale indică faptul că acesta a izbucnit în urmă cu aproximativ 140 de ani, dar nu a fost vizibil în intervalul optic din cauza absorbției complete a luminii sale de către stratul de praf al Galaxiei.

Datele despre supernove care explodează în galaxia noastră, Calea Lactee, sunt completate de statistici mult mai bogate despre supernove din alte galaxii. Confirmarea directă a prezenței protonilor și nucleelor ​​accelerate este radiația gamma cu fotoni de înaltă energie rezultată din dezintegrarea pionilor neutri - produse ale interacțiunii protonilor (și nucleelor) cu materia sursă. Astfel de fotoni de înaltă energie sunt observați folosind telescoape care detectează strălucirea Vavilov-Cherenkov emisă de particulele secundare EAS. Cel mai avansat instrument de acest tip este o matrice de șase telescoape creată în colaborare cu HESS din Namibia. Razele gamma ale Crabului au fost primele măsurate, iar intensitatea sa a devenit măsura intensității pentru alte surse.

Rezultatul obținut nu numai că confirmă prezența unui mecanism de accelerare a protonilor și nucleelor ​​într-o Supernovă, dar ne permite, de asemenea, să estimăm spectrul particulelor accelerate: spectrele razelor gamma „secundare” și protonii și nucleele „primare” sunt foarte aproape. Câmpul magnetic din Crab și dimensiunea acestuia permit accelerarea protonilor la energii de ordinul a 10 15 eV. Spectrele particulelor de raze cosmice din sursă și din mediul interstelar sunt oarecum diferite, deoarece probabilitatea ca particulele să părăsească sursa și durata de viață a particulelor din galaxie depind de energia și încărcarea particulei. Compararea spectrului energetic și a compoziției razelor cosmice măsurate în apropierea Pământului cu spectrul și compoziția de la sursă a făcut posibilă înțelegerea cât timp parcurg particulele printre stele. Au existat semnificativ mai multe nuclee de litiu, beriliu și bor în razele cosmice din apropierea Pământului decât în ​​sursă - numărul lor suplimentar apare ca urmare a interacțiunii nucleelor ​​mai grele cu gazul interstelar. Măsurând această diferență, am calculat suma X substanța prin care au trecut razele cosmice în timp ce rătăceau în mediul interstelar. În fizica nucleară, cantitatea de materie pe care o întâlnește o particulă pe calea sa este măsurată în g/cm2. Acest lucru se datorează faptului că, pentru a calcula reducerea fluxului de particule în ciocnirile cu nucleele de materie, este necesar să se cunoască numărul de ciocniri ale unei particule cu nuclee care au zone (secțiuni) diferite transversale pe direcția. a particulei. Exprimând cantitatea de materie din aceste unități, se obține o singură scară de măsură pentru toate nucleele.

Valoare găsită experimental X~ 5–10 g/cm2 vă permite să estimați durata de viață t raze cosmice în mediul interstelar: t ≈ X/ρ c, Unde c- viteza particulelor aproximativ egală cu viteza luminii, ρ ~10 –24 g/cm 3 - densitatea medie a mediului interstelar. Prin urmare, durata de viață a razelor cosmice este de aproximativ 108 ani. Acest timp este mult mai lung decât timpul de zbor al unei particule care se mișcă cu o viteză Cuîn linie dreaptă de la sursă la Pământ (3·10 4 ani pentru cele mai îndepărtate surse de pe partea Galaxiei vizavi de noi). Aceasta înseamnă că particulele nu se mișcă în linie dreaptă, ci experimentează împrăștiere. Câmpurile magnetice haotice ale galaxiilor cu inducție B ~ 10 –6 gauss (10 –10 tesla) le deplasează în jurul unui cerc cu o rază (giroradius) R = E/3 × 10 4 B, unde R in m, E- energia particulelor în eV, V - inducția câmpului magnetic în gauss. La energii moderate ale particulelor E

Aproximativ într-o linie dreaptă, numai particulele cu energie vor veni de la sursă E> 10 19 eV. Prin urmare, direcția particulelor cu energii mai mici de 10 19 eV care creează EAS nu indică sursa lor. În această regiune energetică, nu rămâne decât să observăm radiația secundară generată în sursele înseși de protoni și nuclee de raze cosmice. În regiunea energetică observabilă a radiațiilor gamma ( E

Ideea razelor cosmice ca fenomen galactic „local” s-a dovedit a fi adevărată numai pentru particulele cu energii moderate E

În 1958, Georgiy Borisovich Christiansen și germanul Viktorovich Kulikov au descoperit o schimbare bruscă a aspectului spectrului energetic al razelor cosmice la o energie de ordinul a 3·10 15 eV. La energii sub această valoare, datele experimentale privind spectrul particulelor au fost de obicei prezentate într-o formă de „lege-putere”, astfel încât numărul de particule N cu o energie dată E a fost considerat invers proporțional cu energia particulei cu puterea lui γ: N(E) = A/Eγ (γ este indicatorul diferenţial al spectrului). Până la o energie de 3·10 15 eV, indicatorul γ = 2,7, dar la trecerea la energii superioare spectrul de energie experimentează o „ruptură”: pentru energii E> 3·10 15 eV γ devine 3,15. Este firesc să asociem această modificare a spectrului cu apropierea energiei particulelor accelerate la valoarea maximă posibilă calculată pentru mecanismul de accelerare din Supernove. Această explicație a rupturii în spectru este susținută și de compoziția nucleară a particulelor primare în intervalul de energie 10 15 –10 17 eV. Cele mai fiabile informații despre aceasta sunt furnizate de instalațiile EAS complexe - „MGU”, „Tunka”, „Tibet”, „Cascade”. Cu ajutorul lor, se obține nu numai informații despre energia nucleelor ​​primare, ci și parametri în funcție de numărul lor atomic - „lățimea” dușului, raportul dintre numărul de electroni și muoni, dintre numărul celor mai energici. electroni și numărul lor total. Toate aceste date indică faptul că, odată cu creșterea energiei particulelor primare de la limita stângă a spectrului înainte de rupere până la energia de după rupere, masa lor medie crește. Această modificare în compoziția masei particulelor este în concordanță cu modelul de accelerare a particulelor din Supernove - este limitată de energia maximă, care depinde de sarcina particulei. Pentru protoni, această energie maximă este de ordinul a 3·10 15 eV și crește proporțional cu sarcina particulei accelerate (nucleu), astfel încât nucleii de fier sunt accelerați efectiv până la ~10 17 eV. Intensitatea fluxurilor de particule cu energie care depășește maximul scade rapid.

Dar înregistrarea particulelor cu energii și mai mari (~3·10 18 eV) a arătat că spectrul razelor cosmice nu numai că nu se rupe, dar revine la forma observată înainte de rupere!

Măsurătorile spectrului de energie în regiunea de energie „ultra-înaltă” ( E> 10 18 eV) sunt foarte dificile din cauza numărului mic de astfel de particule. Pentru a observa aceste evenimente rare, este necesar să se creeze o rețea de detectoare pentru fluxul de particule EAS și radiația Vavilov-Cherenkov și radiația de ionizare (fluorescență atmosferică) generate de acestea în atmosferă pe o suprafață de sute și chiar mii. de kilometri pătraţi. Pentru instalații atât de mari și complexe, locațiile sunt alese cu activitate economică limitată, dar cu capacitatea de a asigura funcționarea fiabilă a unui număr mare de detectoare. Astfel de instalații au fost construite mai întâi pe suprafețe de zeci de kilometri pătrați (Yakutsk, Havera Park, Akeno), apoi sute (AGASA, Fly's Eye, HiRes), iar în cele din urmă se creează instalații de mii de kilometri pătrați (Observatorul Pierre Auger din Argentina, Instalație telescopică în Utah, SUA).

Următorul pas în studiul razelor cosmice de ultra-înaltă energie va fi dezvoltarea unei metode de detectare a EAS-urilor prin observarea fluorescenței atmosferice din spațiu. În cooperare cu mai multe țări, Rusia creează primul detector EAS spațial, proiectul TUS. Un alt astfel de detector este de așteptat să fie instalat pe Stația Spațială Internațională ISS (proiectele JEM-EUSO și KLPVE).

Ce știm astăzi despre razele cosmice de ultra-înaltă energie? Figura de jos arată spectrul energetic al razelor cosmice cu energii peste 10 18 eV, care au fost obținute cu ajutorul instalațiilor de ultimă generație (HiRes, Observatorul Pierre Auger) împreună cu date despre razele cosmice de energii inferioare, care, după cum se arată mai sus, aparțin galaxia Calea Lactee. Se poate observa că la energii 3·10 18 –3·10 19 eV indicele spectrului de energie diferențială a scăzut la o valoare de 2,7–2,8, exact aceeași cu cea observată pentru razele cosmice galactice, când energiile particulelor sunt mult mai mici decât maxim posibil pentru acceleratorii galactici . Nu indică asta că la energii ultra-înalte fluxul principal de particule este creat de acceleratori de origine extragalactică cu o energie maximă semnificativ mai mare decât cea galactică? Ruperea spectrului razelor cosmice galactice arată că contribuția razelor cosmice extragalactice se modifică brusc la trecerea din regiunea energiilor moderate 10 14 –10 16 eV, unde este de aproximativ 30 de ori mai mică decât contribuția celor galactice (spectrul indicată prin linia punctată din figură), în regiunea de energii ultra-înalte unde devine dominantă.

În ultimele decenii, s-au acumulat numeroase date astronomice pe obiecte extragalactice capabile să accelereze particulele încărcate la energii mult mai mari de 10 19 eV. Un semn evident că un obiect de mărime D poate accelera particulele la energie E, este prezența în întregul obiect a unui câmp magnetic B astfel încât raza giroscopică a particulei este mai mică D. Astfel de surse candidate includ galaxii radio (emițând emisii radio puternice); nuclee ale galaxiilor active care conțin găuri negre; galaxii care se ciocnesc. Toate conțin jeturi de gaz (plasmă) care se deplasează cu viteze enorme, apropiindu-se de viteza luminii. Astfel de jeturi joacă rolul undelor de șoc necesare funcționării acceleratorului. Pentru a estima contribuția lor la intensitatea observată a razelor cosmice, este necesar să se țină cont de distribuția surselor pe distanțe de Pământ și de pierderile de energie ale particulelor în spațiul intergalactic. Înainte de descoperirea emisiei radio cosmice de fundal, spațiul intergalactic părea „gol” și transparent nu numai pentru radiația electromagnetică, ci și pentru particulele de energie ultra-înaltă. Densitatea gazului în spațiul intergalactic, conform datelor astronomice, este atât de mică (10 – 29 g/cm 3 ) încât chiar și la distanțe enorme de sute de miliarde de ani lumină (10 24 m) particulele nu întâlnesc nucleele de gaz. atomi. Cu toate acestea, când s-a dovedit că Universul este umplut cu fotoni de joasă energie (aproximativ 500 fotoni/cm 3 cu energie E f ~10 –3 eV), rămânând după Big Bang, a devenit clar că protonii și nucleele cu energie mai mare E~5·10 19 eV, limita Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), trebuie să interacționeze cu fotonii și să piardă b O cea mai mare parte a energiei tale. Astfel, partea copleșitoare a Universului, situată la distanțe de peste 10 7 ani lumină de noi, s-a dovedit a fi inaccesibilă pentru observare în raze cu o energie mai mare de 5·10 19 eV. Date experimentale recente privind spectrul razelor cosmice de ultra-înaltă energie (instalația HiRes, Observatorul Pierre Auger) confirmă existența acestei limite de energie pentru particulele observate de pe Pământ.

După cum puteți vedea, este extrem de dificil să studiați originea razelor cosmice de ultra-înaltă energie: majoritatea surselor posibile de raze cosmice de cele mai înalte energii (peste limita GZK) sunt atât de îndepărtate încât particulele pierd energia dobândită. la sursă în drumul lor spre Pământ. Și la energii mai mici decât limita GZK, deviația particulelor de către câmpul magnetic al galaxiei este încă mare, iar direcția de sosire a particulelor este puțin probabil să poată indica poziția sursei pe sfera cerească.

În căutarea surselor de raze cosmice cu energie ultra-înaltă, se utilizează o analiză a corelației direcției de sosire măsurată experimental a particulelor cu energii suficient de mari - astfel încât câmpurile Galaxiei să devieze ușor particulele din direcția către sursă. Instalațiile din generația anterioară nu au furnizat încă date convingătoare despre corelarea direcției de sosire a particulelor cu coordonatele oricărei clase special selectate de obiecte astrofizice. Cele mai recente date de la Observatorul Pierre Auger pot fi considerate ca o speranță pentru obținerea de date în următorii ani cu privire la rolul surselor de tip AGN în crearea fluxurilor intense de particule cu energii de ordinul limitei GZK.

Interesant este că instalația AGASA a primit indicii despre existența unor direcții „vide” (cele în care nu există surse cunoscute), de-a lungul cărora ajung două sau chiar trei particule în timpul observației. Acest lucru a stârnit un mare interes în rândul fizicienilor implicați în cosmologie - știința originii și dezvoltării Universului, indisolubil legată de fizica particulelor elementare. Se dovedește că unele modele ale structurii microcosmosului și ale dezvoltării Universului (teoria Big Bang) prezic conservarea în Universul modern a particulelor elementare supermasive cu o masă de ordinul 10 23 -10 24 eV, dintre care materia ar trebui să constea în cea mai timpurie etapă a Big Bang-ului. Distribuția lor în Univers nu este foarte clară: pot fi fie distribuite uniform în spațiu, fie „atrase” de regiuni masive ale Universului. Caracteristica lor principală este că aceste particule sunt instabile și se pot degrada în altele mai ușoare, inclusiv protoni, fotoni și neutrini stabili, care dobândesc energii cinetice enorme - mai mult de 10 20 eV. Locurile în care sunt conservate astfel de particule (defecte topologice ale Universului) se pot dovedi a fi surse de protoni, fotoni sau neutrini de energie ultra-înaltă.

Ca și în cazul surselor galactice, existența acceleratoarelor extragalactice de raze cosmice de ultra-înaltă energie este confirmată de datele de la detectoarele de raze gamma, de exemplu, telescoapele HESS, care vizează obiectele extragalactice de mai sus - candidate pentru sursele de raze cosmice.

Dintre acestea, cele mai promițătoare au fost nucleele galactice active (AGN) cu jeturi de gaz. Unul dintre cele mai bine studiate obiecte la instalația HESS este galaxia M87 din constelația Fecioarei, la o distanță de 50 de milioane de ani lumină de Galaxia noastră. În centrul său se află o gaură neagră, care furnizează energie proceselor din apropierea ei și, în special, jetului gigant de plasmă aparținând acestei galaxii. Accelerația razelor cosmice în M87 este confirmată direct de observațiile radiației sale gamma, spectrul energetic al fotonilor cu o energie de 1–10 TeV (10 12 –10 13 eV), observate la instalația HESS. Intensitatea razelor gamma observată de la M87 este de aproximativ 3% din intensitatea Crabului. Luând în considerare diferența de distanță față de aceste obiecte (5000 de ori), aceasta înseamnă că luminozitatea lui M87 depășește luminozitatea Crabului de 25 de milioane de ori!

Modelele de accelerare a particulelor generate pentru acest obiect indică faptul că intensitatea particulelor accelerate în M87 ar putea fi atât de mare încât chiar și la o distanță de 50 de milioane de ani lumină, contribuția acestei surse ar putea produce intensitatea observată a razelor cosmice cu energii peste 10 19 eV. .

Dar iată un mister: în datele moderne despre EAS-uri către această sursă nu există un exces de particule cu o energie de ordinul a 10 19 eV. Dar nu va apărea această sursă în rezultatele viitoarelor experimente spațiale, la astfel de energii când sursele îndepărtate nu mai contribuie la evenimentele observate? Situația cu o întrerupere a spectrului energetic poate fi repetată, de exemplu la o energie de 2·10 20 . Dar de data aceasta sursa ar trebui să fie vizibilă în măsurătorile direcției traiectoriei particulei primare, deoarece energiile > 2·10 20 eV sunt atât de mari încât particulele nu ar trebui să fie deviate în câmpurile magnetice galactice.

După cum vedem, după un secol de studiere a razelor cosmice, așteptăm din nou noi descoperiri, de data aceasta radiații cosmice de ultra-înaltă energie, a cărei natură este încă necunoscută, dar care poate juca un rol important în structura Universului.

Literatură:
1) Dobrotin N.A. Raze cosmice. - M.: Editura. Academia de Științe a URSS, 1963.
2) Murzin V.S. Introducere în fizica razelor cosmice. - M.: Editura. Universitatea de Stat din Moscova, 1988.
3) Panasyuk M. I. Străinii Universului sau Ecourile Big Bang-ului. - Fryazino: „Vek2”, 2005.
4) Rossi B. Raze cosmice. - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Meteorii relativiști// Știința în Rusia, 2001, nr. 4.
6) Khrenov B.A. și Panasyuk M.I. Mesageri ai spațiului: departe sau aproape?// Natura, 2006, nr. 2.
7) Khrenov B.A. și Klimov P.A. Deschidere așteptată// Natura, 2008, nr. 4.

Razele cosmice (radiațiile) sunt particule care umplu spațiul interstelar și bombardează în mod constant Pământul. Au fost descoperite în 1912 de către fizicianul austriac Hess folosind o cameră de ionizare într-un balon. Energiile maxime ale razelor cosmice sunt 10 21 eV, i.e. sunt cu multe ordine de mărime mai mari decât energiile disponibile acceleratoarelor moderne (10 12 eV). Prin urmare, studiul razelor cosmice joacă un rol important nu numai în fizica cosmică, ci și în fizica particulelor. Un număr de particule elementare au fost descoperite pentru prima dată în razele cosmice (pozitron - Anderson, 1932; muon () - Neddermeyer și Anderson, 1937; pion () - Powell, 1947). Deși razele cosmice conțin nu numai particule încărcate, ci și neutre (în special mulți fotoni și neutrini), particulele încărcate sunt de obicei numite raze cosmice.

Când discutăm despre raze cosmice, este necesar să clarificăm despre ce raze vorbim. Se disting următoarele tipuri de raze cosmice:

1. Raze cosmice galactice - particule cosmice care vin pe Pământ din adâncurile galaxiei noastre. Nu conțin particule generate de Soare.

2. Raze cosmice solare - particule cosmice generate de Soare.

Fluxul razelor cosmice galactice care bombardează Pământul este aproximativ izotrop și constant în timp și se ridică la 1 particulă/cm 2 sec (înainte de a intra în atmosfera Pământului). Densitatea de energie a razelor cosmice galactice este de 1 eV/cm 3, ceea ce este comparabil cu energia totală a radiațiilor electromagnetice de la stele, mișcarea termică a gazului interstelar și câmpul magnetic galactic. Astfel, razele cosmice sunt o componentă importantă a Galaxiei.

Compoziția razelor cosmice galactice:

Componenta nucleara- 93% protoni, 6,5% nuclee de heliu,<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).

Electronii. Numărul lor este de 1% din numărul de nuclee.

Pozitroni. Numărul lor este de 10% din numărul de electroni.

Antihadrone sunt mai mici de 1%.

Energiile razelor cosmice galactice acoperă o gamă uriașă - cel puțin 15 ordine de mărime (10 6 -10 21 eV). Fluxul lor pentru particulele cu E>10 9 eV scade rapid odată cu creșterea energiei. Spectrul energetic al componentei nucleare, excluzând energiile joase, se supune expresiei

n(E) = n o E - , (15,5)

ln o este o constantă și 2,7 la E<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 eV. Spectrul energetic al componentei nucleare este prezentat în Fig. 15.6.

Fluxul de particule de energie ultra-înaltă este extrem de mic. Astfel, în medie, nu mai mult de o particulă cu o energie de 10 20 eV cade pe o suprafață de 10 km 2 pe an. Natura spectrului pentru electronii cu energii >10 9 eV este similară cu cea prezentată în Fig. 15.6. Fluxul razelor cosmice galactice a rămas neschimbat timp de cel puțin 1 miliard de ani.

Razele cosmice galactice sunt în mod evident de origine non-termică. Într-adevăr, temperaturile maxime (10 9 K) sunt atinse în centrul stelelor. În acest caz, energia mișcării termice a particulelor este de 10 5 eV. În același timp, particulele de raze cosmice galactice care ajung în vecinătatea Pământului au în principal energii >10 8 ýÂ.

Orez. 15.6. Spectrul energetic al componentei nucleare a spațiului

razele. Energia este dată în sistemul de centru de masă.

Există motive întemeiate să credem că razele cosmice sunt generate în principal de exploziile supernovelor (alte surse de raze cosmice sunt pulsarii, radiogalaxiile, quasarii). În galaxia noastră, exploziile de supernove au loc în medie cel puțin o dată la 100 de ani. Este ușor de calculat că pentru a menține densitatea energetică observată a razelor cosmice (1 eV/cm 3), este suficient ca acestea să transfere doar câteva procente din puterea de explozie. Protonii, nucleele mai grele, electronii și pozitronii ejectați în timpul exploziilor supernovei sunt accelerați în continuare în procese astrofizice specifice (vor fi discutate mai jos), dobândind caracteristici energetice inerente razelor cosmice.

Practic nu există raze metagalactice în compoziția razelor cosmice, adică. care a intrat în Galaxia noastră din afară. Toate proprietățile observate ale razelor cosmice pot fi explicate pe baza faptului că ele sunt formate, acumulate și reținute în galaxia noastră pentru o lungă perioadă de timp, curgând încet în spațiul intergalactic. Dacă particulele cosmice s-ar mișca în linie dreaptă, ele ar părăsi galaxia la câteva mii de ani după originea lor. O astfel de scurgere rapidă ar duce la pierderi ireparabile și la o scădere bruscă a intensității razelor cosmice.

De fapt, prezența unui câmp magnetic interstelar cu o configurație foarte încâlcită a liniilor de câmp forțează particulele încărcate să se miște de-a lungul traiectoriilor complexe (această mișcare seamănă cu difuzia moleculelor), crescând timpul de rezidență al acestor particule în galaxie de mii de ori. . Vârsta majorității particulelor de raze cosmice este estimată la zeci de milioane de ani. Particulele cosmice de energii ultra-înalte sunt slab deviate de câmpul magnetic galactic și părăsesc galaxia relativ repede. Acest lucru poate explica ruptura în spectrul razelor cosmice la o energie de 310 15 V.

Să ne oprim foarte pe scurt asupra problemei accelerării razelor cosmice. Particulele de raze cosmice se mișcă în plasma cosmică rarefiată și neutră din punct de vedere electric. Nu există câmpuri electrostatice semnificative capabile să accelereze particulele încărcate datorită diferenței de potențial dintre diferitele puncte ale traiectoriei. Dar câmpurile electrice de tip inductiv și pulsat pot apărea în plasmă. Astfel, un câmp electric inductiv (vortex) apare, după cum se știe, cu o creștere a intensității câmpului magnetic în timp (așa-numitul efect betatron). Accelerația particulelor poate fi cauzată și de interacțiunea lor cu câmpul electric al undelor de plasmă în regiunile cu turbulență intensă a plasmei. Există și alte mecanisme de accelerare asupra cărora nu avem ocazia să ne oprim în acest curs. O examinare mai detaliată arată că mecanismele de accelerare propuse sunt capabile să asigure o creștere a energiei particulelor încărcate ejectate în timpul exploziilor supernovei de la 10 5 la 10 21 V.

Particulele încărcate emise de Soare - razele cosmice solare - sunt o componentă foarte importantă a radiației cosmice care bombardează Pământul. Aceste particule sunt accelerate la energii mari în atmosfera superioară a Soarelui în timpul erupțiilor solare. Erupțiile solare sunt supuse unor cicluri de timp specifice. Cele mai puternice se repetă cu o perioadă de 11 ani, cele mai puțin puternice cu o perioadă de 27 de zile. Erupțiile solare puternice pot crește fluxul razelor cosmice care cad pe Pământ de la Soare de 10 6 ori în comparație cu cel galactic.

În comparație cu razele cosmice galactice, razele cosmice solare conțin mai mulți protoni (până la 98-99% din toate nucleele) și, în consecință, mai puține nuclee de heliu (1,5%). Practic nu au alte nuclee. Conținutul de nuclee Z2 în razele cosmice solare reflectă compoziția atmosferei solare. Energiile particulelor de raze cosmice solare variază în intervalul 10 5 -10 11 eV. Spectrul lor de energie are forma unei funcții de putere (15.5), unde - scade de la 7 la 2 pe măsură ce energia scade.

Toate caracteristicile de mai sus ale razelor cosmice se referă la particule cosmice înainte de a intra în atmosfera Pământului, adică. la așa-numitul radiația cosmică primară. Ca rezultat al interacțiunii cu nucleele atmosferei (în principal oxigen și azot), particulele cu energie înaltă ale razelor cosmice primare (în primul rând protoni) creează un număr mare de particule secundare - hadroni (pioni, protoni, neutroni, antinucleoni etc. ), leptoni (muoni, electroni, pozitroni, neutrini) și fotoni. Se dezvoltă un proces complex în cascadă în mai multe etape. Energia cinetică a particulelor secundare este cheltuită în principal pentru ionizarea atmosferei.

Grosimea atmosferei terestre este de aproximativ 1000 g/cm2. În același timp, intervalul de protoni de înaltă energie din aer este de 70-80 g/cm 2 , iar cel al nucleelor ​​de heliu este de 20-30 g/cm 2 . Astfel, un proton de mare energie poate experimenta până la 15 ciocniri cu nucleele atmosferice, iar probabilitatea de a atinge nivelul mării pentru protonul primar este extrem de mică. Prima coliziune are loc de obicei la o altitudine de 20 km.

Leptonii și fotonii apar ca urmare a descompunerilor slabe și electromagnetice ale hadronilor secundari (în principal pioni) și a producerii de perechi e - e + de către -quante în câmpul coulombian al nucleelor:

ÿäðî + ÿäðî + e - +e + .

Astfel, în locul unei particule primare, apar un număr mare de particule secundare, care sunt împărțite în componente hadronice, muonice și electron-fotoni. O creștere asemănătoare unei avalanșe a numărului de particule poate duce la faptul că la maximul cascadei numărul acestora poate ajunge la 10 6 -10 9 (la energia protonului primar >10 14 eV). O astfel de cascadă acoperă o suprafață mare (mulți kilometri pătrați) și se numește duș atmosferic larg(Fig. 15.7).

După atingerea dimensiunilor maxime, cascada se descompune în principal din cauza pierderilor de energie din cauza ionizării atmosferei. În principal, muonii relativiști ajung la suprafața Pământului. Componenta electron-foton este absorbită mai puternic, iar componenta hadronică a cascadei „se stinge” aproape complet. În general, fluxul de particule de raze cosmice la nivelul mării este de aproximativ 100 de ori mai mic decât fluxul de raze cosmice primare, în valoare de aproximativ 0,01 particule/cm2 ñåê.

K. l. seamănă cu un gaz relativist extrem de rarefiat, ale cărui particule practic nu interacționează între ele, dar experimentează ciocniri rare cu materia mediului interstelar și interplanetar și influența cosmică. mag. câmpuri. Ca parte a K. l. predomină protonii; există și electroni, nuclee de heliu și elemente mai grele (până la nucleele elementelor cu 30). Electroni la K. l. de sute de ori mai puțin decât protonii (în același interval de energie). Particule de K. l. au o cinetică uriașă. energii (până la eV). Deși fluxul total de K. l. lângă Pământ este mică [doar 1 particulă/(cm 2 s)], densitatea lor de energie (aproximativ 1 eV/cm 3) este comparabilă (în interiorul Galaxiei noastre) cu densitatea de energie a câmpului magnetic electric total. radiația de la stele, energia mișcării termice a gazului interstelar și cinetică. energia mișcărilor sale turbulente, precum și densitatea energetică a câmpului magnetic al galaxiei. Rezultă că K. l. trebuie să joace un rol important în procesele care au loc în spațiul interstelar.

Dr. o caracteristică importantă a lui K. l. - originea netermică a energiei lor. Într-adevăr, chiar și la o temperatură de ~ 10 9 K, aparent apropiată de maximul pentru interioarele stelare, energia medie a mișcării termice a particulelor este eV. De bază Același număr de particule de raze cosmice observate lângă Pământ au energii de 108 eV și mai mari. Aceasta înseamnă că K. l. dobândesc energie în astrofizică specifică. procese el.-magn. și natura plasmei.

Studiul lui K. l. oferă informații prețioase despre electromagnetice câmpuri din diferite zone ale spațiului cosmic. Informații „înregistrate” și „transferate” de particule cosmice. în drumul lor către Pământ, este descifrat în timpul studiului - modificări spațio-temporale în fluxul cosmic l. sub influenţa dinamicii el.-magn. și procesele plasmatice din spațiul interstelar și din apropierea Pământului.

Pe de altă parte, ca sursă naturală de particule de înaltă energie, K. l. joacă un rol de neînlocuit în studierea structurii materiei și a interacțiunilor dintre particulele elementare. Energiile particulelor individuale de l cosmic. atât de mari încât vor rămâne în afara competiției mult timp în comparație cu particulele accelerate (la energii de ~ 10 12 eV) de către cei mai puternici acceleratori de laborator.

2. Metode de studiere a razelor cosmice

Invadarea atmosferei Pământului, raze cosmice primare. distrug nucleele celor mai comune elemente din atmosferă - azot și oxigen - și dau naștere unui proces în cascadă (Fig. 1), la care participă toate particulele elementare cunoscute în prezent. Se obișnuiește să se caracterizeze calea parcursă de o particulă cosmică. în atmosferă înainte de ciocnire, cantitatea de substanță în grame conținută într-o coloană cu secțiunea transversală de 1 cm 2, adică. exprimă intervalul de particule în g/cm 2 de substanță atmosferică. Aceasta înseamnă că după trecerea prin atmosferă X(în g/cm2) într-un fascicul de protoni cu intensitate inițială eu 0 numărul de protoni care nu au suferit o coliziune va fi egal cu , unde - avg. calea particulelor. Pentru protoni, care alcătuiesc majoritatea razelor cosmice primare, în aer este de aproximativ 70 g/cm 2 ; pentru nucleele de heliu 25 g/cm 2, pentru nucleele mai grele chiar mai puțin. Protonii experimentează prima lor coliziune (70 g/cm2) cu particulele atmosferice la o altitudine medie de 20 km. Grosimea atmosferei la nivelul mării este echivalentă cu 1030 g/cm2, adică. corespunde aproximativ 15 intervale nucleare pentru protoni. Rezultă că probabilitatea de a ajunge la suprafața Pământului fără a experimenta coliziuni este neglijabilă pentru o particulă primară. Prin urmare, pe suprafața Pământului K. l. sunt detectate doar prin efectele slabe de ionizare create de particulele secundare.

La începutul secolului al XX-lea. în experimente cu electroscoape și ionizare. Camerele au detectat o ionizare reziduală constantă a gazelor cauzată de niște radiații foarte pătrunzătoare. Spre deosebire de radiațiile provenite de la substanțele radioactive din mediu, radiațiile penetrante nu au putut fi oprite nici măcar de straturi groase de plumb. Natura extraterestră a radiației penetrante detectate a fost stabilită în 1912-14. austriac fizicianul W. Hess, german. omul de știință W. Kolhurster și alți fizicieni care au apărut din ionizare. camere cu baloane. S-a constatat că odată cu creșterea distanței față de suprafața Pământului, ionizarea cauzată de razele cosmice crește, de exemplu. la o altitudine de 4800 m - de patru ori, la o altitudine de 8400 m - de 10 ori. Originea extraterestră a lui K. l. a fost dovedit în cele din urmă de R. Milliken (SUA), care a realizat în 1923-26. o serie de experimente pentru a studia absorbția K. l. atmosferă (el a inventat termenul „Kl.”).

Natura K. l. până în anii 40. a ramas neclar. În acest timp, câmpul nuclear - studiul interacțiunii razelor cosmice - s-a dezvoltat intens. cu materia, formarea particulelor secundare și absorbția lor în atmosferă. Aceste studii, efectuate folosind contratelescoape, camere cu nori și emulsii fotografice nucleare (ridicate pe baloane de sondare în stratosferă), au condus, în special, la descoperirea de noi particule elementare - pozitronul (1932), muonul (1937), pi. -mezoni (1947).

Sistematic cercetări asupra influenţei geomagnetice câmpuri pe intensitatea și direcția de sosire a razelor cosmice primare. a arătat că marea majoritate a particulelor K. l. are un pozitiv încărca. Asimetria est-vest a razelor cosmice este legată de aceasta: datorită deviației particulelor încărcate în câmpul magnetic. câmpul Pământului, mai multe particule vin din vest decât din est.

Utilizarea emulsiilor fotografice a făcut posibilă în 1948 stabilirea compoziției nucleare a razelor cosmice primare: au fost descoperite urme de nuclee de elemente grele, inclusiv fier (electronii primari din razele cosmice au fost înregistrați pentru prima dată în măsurători stratosferice abia în 1961). De la sfârșitul anilor 40. Problemele originii și ale variațiilor temporare ale cosmosului au ieșit treptat în prim-plan. (aspect cosmofizic).

Fizica nucleară. cercetare K. l. se desfășoară în principal utilizând instalații de contorizare de suprafață mare concepute pentru înregistrarea așa-numitelor. averse atmosferice extinse de particule secundare, care se formează în timpul invaziei unei particule primare cu energie eV. De bază scopul unor astfel de observaţii este de a studia caracteristicile unui act elementar de interacţiune nucleară la energii mari. Odată cu aceasta, oferă informații despre energie. spectrul lui K. l. la eV, ceea ce este foarte important pentru căutarea surselor și mecanismelor de accelerare a razelor cosmice.

Observații de K. l. în cosmofizică aspect sunt realizate prin metode foarte diverse - în funcție de energia particulelor. Variante ale lui K. l. EV-urile sunt studiate folosind date dintr-o rețea mondială de monitoare de neutroni (componenta neutronică a razelor cosmice), telescoape contrare (componenta muonică a razelor cosmice) și alți detectoare. Cu toate acestea, instalațiile de la sol sunt insensibile la particulele MeV din cauza absorbției atmosferice. Prin urmare, instrumentele pentru înregistrarea unor astfel de particule sunt ridicate pe baloane de sondare în stratosferă la altitudini de 30-35 km.

Măsurători extraatmosferice ale fluxului cosmic. 1-500 MeV sunt efectuate folosind geofizic. rachete, sateliți și alte nave spațiale. Observații directe ale lui K. l. în spațiul interplanetar au fost efectuate până acum doar în apropierea planului ecliptic la o distanță de ~ 10 UA. e. de la Soare.

Metoda izotopilor cosmogeni a dat o serie de rezultate valoroase. Ele se formează în timpul interacțiunii lui K. l. cu meteoriți și spațiu praf, cu suprafața Lunii și a altor planete, cu atmosfera sau substanța Pământului. Izotopii cosmogenici transportă informații despre variațiile razelor cosmice. în trecut şi despre . Pe baza conținutului de radiocarbon 14 C din inelele copacilor, este posibil, de exemplu, să se studieze variațiile intensității radiației cosmice. pe parcursul mai multor ultima mie de ani. Folosind alți izotopi cu viață lungă (10 Be, 26 Al, 53 Mn etc.) conținuți în meteoriți, sol lunar și sedimente marine de adâncime, este posibil să se reconstituie imaginea schimbărilor în intensitatea razelor cosmice. de milioane de ani.

Odată cu dezvoltarea tehnologiei spațiale. tehnologie şi radio-chimie. metodele de analiză au făcut posibilă studierea caracteristicilor lui K. l. de-a lungul urmelor (urmelor) create de nucleele razelor cosmice. în meteoriți, materie lunară, în special. mostre-țintă expuse pe sateliți și revenite pe Pământ, în căștile astronauților care lucrau în spațiul cosmic etc. Se foloseşte şi o metodă indirectă de studiu a K. l. prin efectele de ionizare pe care le provoacă în partea inferioară a ionosferei, în special în latitudinile polare. Aceste efecte sunt semnificative. arr. când razele cosmice solare invadează atmosfera pământului.

3. Raze cosmice în apropierea Pământului

Masa 1. Abundența relativă a nucleelor ​​în razele cosmice, în Soare și stele (în medie)

Element	Solar K.l.	Soare (fotosfera)	Stele	Galactic K.l.
1H	4600*	1445	925	685
2 El (-particulă)	70*	91	150	48
3Li	?			0,3
4 Be- 5 B	0,02			0,8
6 C	0,54*	0,6	0,26	1,8
7N	0,20	0,1	0,20	0,8
8 O**	1,0*	1,0	1,0	1,0
9F		10 -3		0,1
10 Ne	0,16*	0,054	0,36	0,30
11 Na	?	0,002	0,002	0,19
12 Mg	0,18*	0,05	0,040	0,32
13Al	?	0,002	0,004	0,06
14 Si	0,13*	0,065	0,045	0,12
15 P- 21 Sc	0,06	0,032	0,024	0,13
16 S- 20 Ca	0,04*	0,028	0,02	0,11
22 Ti- 28 Ni	0,02	0,006	0,033	0,28
26 Fe	0,15*	0,05	0,06	0,14

* Date observaționale pentru intervalul = 1-20 MeV/nucleon, numerele rămase din această coloană se referă în principal la >40 MeV/nucleon. Precizia majorității valorilor din tabel în ansamblu este de la 10 la 50%. ** Abundența nucleelor ​​de oxigen este luată ca unitate.

Cele mai importante caracteristici ale lui K. l. yavl. compoziția lor (distribuția maselor și sarcinilor), energie. spectrul (distribuția după energie) și gradul de anizotropie (distribuția după direcția de sosire). Conținutul relativ al nucleelor ​​în l cosmic. este prezentată în tabelul 1. De la masă 1 este clar că în componența lui K. l. galactic originea mult mai multor nuclee ușoare ( Z= 3-5) decât în ​​solar K. l. și în medie în stelele Galaxiei. În plus, conțin mult mai multe otrăvuri grele (20) în comparație cu abundența lor naturală. Ambele diferențe sunt foarte importante pentru clarificarea problemei originii lui K. l.

Număr relativ de particule cu mase diferite în litri cosmici. sunt date în tabel. 2.

Masa 2. Compoziția și unele caracteristici ale razelor cosmice cu energii de 2,5 GeV/nucleon

pprotoni1 1 1300 10000 10000 -particulănuclee de heliu2 4 94 720 1600 Lmiezuri ușoare3-5 10 2,0 15 10 -4 Mmiezuri medii6-9 14 6,7 52 14 Hboabe grele10 31 2,0 15 6 VHboabe foarte grele20 51 0,5 4 0,06 SHnucleele cele mai grele > 30 100 ~10 -4 ~10 -3 eelectronii1 1/1836 13 100 10000

Se poate observa că protonii predomină în fluxul particulelor cosmice primare, reprezentând mai mult de 90% din toate particulele. În raport cu protoni, particulele reprezintă 7%, electronii ~ 1% și nucleele grele - mai puțin de 1%. Aceste cifre se referă la particule cu o energie de 2,5 GeV/nucleon măsurată în apropierea Pământului la activitate solară minimă, când energiile observate. spectrul poate fi considerat apropiat de spectrul nemodulat al razelor cosmice. în spațiul interstelar.

Energie integrală spectrul lui K. l. align="absmiddle" width="145" height="22"> [particule/(cm 2 s)] reflectă dependența numărului de particule eu cu energie mai mare ( eu 0 este o constantă de normalizare, +1 este un indicator de spectru, semnul minus indică faptul că spectrul are un caracter descrescător, adică. cu intensitate crescândă a K. l. scade). Adesea ele folosesc, de asemenea, o reprezentare diferențială a spectrului [particule/(cm 2 s MeV)], care reflectă dependența de numărul de particule pe unitatea de interval de energie (1 MeV).

Spectrul diferenţial, în comparaţie cu spectrul integral, ne permite să identificăm detalii energetice mai subtile. repartizarea lui K. l. Acest lucru se poate observa din Fig. 2, care arată spectrul diferențial al razelor cosmice observate în apropierea Pământului în intervalul de la aproximativ 10 6 la eV. Particule de K. l. cu energiile care se încadrează în acest interval sunt influențate de activitatea solară, deci studiul energiei. spectrul K. l. în intervalul 10 6 -10 11 eV este extrem de important pentru înțelegerea pătrunderii razelor cosmice. de la spațiul interstelar la cel interplanetar, interacțiunile razelor cosmice. cu magnet interplanetar. (IMF) și pentru interpretarea legăturilor solar-terestre.

Înainte de începerea observațiilor extraatmosferice și extramagnetosferice ale razelor cosmice. întrebarea formei spectrului diferenţial în regiunea eV părea destul de clară: spectrul de lângă Pământ are un maxim aproape de 400 MeV/nucleon; spectrul nemodulat din spațiul interstelar trebuie să aibă o formă de lege de putere; Nu ar trebui să existe galactice în spațiul interplanetar. K. l. energii joase. Măsurătorile directe ale K. l. în intervalul de la 10 6 la 10 8 eV a arătat, contrar așteptărilor, că, începând de la aproximativ = 30 MeV (și mai jos), intensitatea razelor cosmice. crește din nou, adică s-a descoperit o scădere caracteristică a spectrului. Probabil, eșecul este rezultatul modulării crescute a lui K. l. în regiunea eV, unde împrăștierea particulelor pe neomogenitățile IMF este cea mai eficientă.

S-a stabilit că la eV spectrul lui K. l. nu mai este supusă modulării, iar panta sa corespunde unei valori de 2,7 până la eV. În acest moment, spectrul suferă o întrerupere (indicatorul crește la = 3,2-3,3). Există indicii că, în același timp, în compoziția lui K. l. proporţia nucleelor ​​grele creşte. Cu toate acestea, datele privind compoziția lui K. l. în această regiune energetică sunt încă foarte rare. La align="absmiddle" width="118" height="17"> eV, spectrul ar trebui să se termine brusc din cauza evadării particulelor în spațiul intergalactic. spațiul și interacțiunile cu fotonii. Fluxul de particule în regiunea cu energie ultra-înaltă este foarte mic: în medie, nu mai mult de o particulă eV cade pe o suprafață de 10 km 2 pe an.

Pentru K. l. eV se caracterizează printr-o izotropie ridicată: cu o precizie de 0,1%, intensitatea particulelor în toate direcțiile este aceeași. La energii mai mari, anizotropia crește și în intervalul eV ajunge la câteva. zeci de % (fig. 3). Anizotropia ~0,1% cu un maxim aproape de 19:00, ora siderale, corespunde direcției predominante de mișcare a razelor cosmice. de-a lungul liniilor de câmp magnetic. câmpuri galactice brațul spiralat în care se află Soarele. Odată cu creșterea energiei particulelor, timpul maxim se schimbă la 13 ore de timp sideral, ceea ce corespunde prezenței unui flux de deriva de raze cosmice. cu eV de la Galaxy peste liniile câmpului magnetic.

4. Originea razelor cosmice

Datorită izotropiei mari a l cosmice. Observațiile din apropierea Pământului nu ne permit să stabilim unde se formează și cum sunt distribuite în Univers. La aceste întrebări au răspuns radioastronomia în legătură cu descoperirea explorării spațiului. în domeniul de frecvență radio Hz. Această radiație este creată de electroni de foarte mare energie pe măsură ce se deplasează prin magnet. Câmpul galactic.

Frecvența la care intensitatea emisiei radio este maximă este legată de intensitatea câmpului magnetic. câmpuri Nși energia electronului prin raportul (Hz), unde este unghiul de pas al electronului (unghiul dintre vectorul viteză a electronului și vectorul N). Magn. câmpul Galaxiei, măsurat de mai multe ori. metode, are valoarea E. În medie, la E și =0,5, eV, adică. electronii radioemițători trebuie să aibă aceleași energii ca și cei principali. masa de raze cosmice observată în apropierea Pământului. Acești electroni, care sunt una dintre componentele razelor cosmice, ocupă o regiune extinsă care acoperă întreaga galaxie și se numește galactic. Aura. În magnetic interstelar În câmpuri, electronii se mișcă ca alte particule încărcate de energie înaltă - protoni și nuclee mai grele. Singura diferență este că, datorită masei lor reduse, electronii, spre deosebire de particulele mai grele, emit intens unde radio și astfel se detectează în părți îndepărtate ale Galaxiei, fiind un indicator al razelor cosmice. deloc.

Pe lângă galactica generală Au fost descoperite surse discrete de emisie radio sincrotron: cochilii, miezul galactic, . Este firesc să ne așteptăm ca toate aceste obiecte sursă de raze cosmice.

Până la începutul anilor '70. Secolului 20 mulți cercetători credeau că K. l. cu align="absmiddle" width="89" height="17"> eV sunt în principal metagalactice. origine. În același timp, a fost indicată absența galaxiilor cunoscute. sursele de particule cu până la 10 21 eV și dificultățile asociate cu problema reținerii lor în galaxie. În legătură cu descoperirea pulsarilor (1967), au fost luate în considerare o serie de mecanisme posibile pentru accelerarea chiar și a nucleelor ​​foarte grele la energii ultra-înalte. Pe de altă parte, datele obținute indică faptul că electronii observați în apropierea Pământului se formează și se acumulează în Galaxie. Nu există niciun motiv să credem că protonii și nucleele mai grele se comportă diferit în această privință. Astfel, teoria galactică este justificată. originea lui K. l.

Confirmarea indirectă a acestei teorii a fost obținută din datele privind distribuția surselor cosmice în sfera cerească. radiații gama. Această radiație apare din cauza dezintegrarii mezonilor, care se formează în timpul ciocnirilor razelor cosmice. cu particule de gaz interstelar, precum și din cauza radiației bremsstrahlung de la electroni relativiști în timpul ciocnirilor lor cu particulele de gaz interstelar. Razele gamma nu sunt afectate de magnetism. câmpuri, astfel încât direcția de sosire a acestora indică direct către sursă. Spre deosebire de distribuția aproape izotropă a razelor cosmice observată în interiorul Sistemului Solar, distribuția radiațiilor gamma pe cer s-a dovedit a fi foarte neuniformă și similară cu distribuția supernovelor de-a lungul galaxiei. longitudine (fig. 4). Acordul bun dintre datele experimentale și distribuția așteptată a radiațiilor gamma pe sfera cerească servește drept dovadă puternică că principalul Sursa razelor cosmice sunt supernovele.

Teoria originii lui K. l. se bazează nu numai pe ipoteza galacticii natura surselor lui K. l., dar și pe ideea că K. l. sunt reținute în Galaxie pentru o lungă perioadă de timp, curgând încet în intergalactică. spaţiu. Deplasându-se în linie dreaptă, K. l. ar fi părăsit Galaxy de câteva ori mai târziu. mii de ani după momentul generației. La scara Galaxy, acest timp este atât de scurt încât ar fi imposibil să se compenseze pierderile cu o scurgere atât de rapidă. Cu toate acestea, în câmpul magnetic interstelar. câmp cu linii foarte încurcate de mișcare a forței l cosmice. are o natură complexă, care amintește de difuzia moleculelor într-un gaz. Ca urmare, timpul de scurgere al lui K. l. din Galaxie se dovedește a fi de mii de ori mai mare decât în ​​timpul mișcării rectilinie. Cele de mai sus se referă la elementul de bază părți de particule K. l. (cu eV). Particulele cu energie mai mare, al căror număr este foarte mic, sunt slab deviate de galactică. mag. câmp și părăsesc Galaxy relativ repede. Acest lucru este aparent asociat cu o întrerupere a spectrului de radiații. la eV.

Cea mai fiabilă estimare a timpului de scurgere a CO l. din Galaxie se obține din datele despre compoziția lor. În K. l. nucleele ușoare (Li, Be, B) sunt prezenți în cantități foarte mari (comparativ cu abundența medie a elementelor). Ele sunt formate din nucleele mai grele ale razelor cosmice. când acestea din urmă se ciocnesc cu nucleele atomilor de gaz interstelar (în principal hidrogen). Pentru ca nucleele ușoare să fie prezenți în cantitatea observată, K. l. În timpul mișcării lor în Galaxie ei trebuie să treacă printr-o grosime de materie interstelară de cca. 3 g/cm. Conform datelor privind distribuția gazului interstelar și a rămășițelor exploziilor de supernove, vârsta razelor cosmice. nu depășește 30 de milioane de ani.

În favoarea supernovelor ca principală sursa de raze cosmice, pe lângă datele de astronomie radio, cu raze X și cu raze gamma, indică, de asemenea, estimări ale eliberării lor de energie în timpul erupțiilor. Exploziile de supernove sunt însoțite de eliberarea de mase uriașe de gaz, formând un înveliș (nebuloasă) mare, strălucitor și în expansiune în jurul stelei care explodează. Întreaga energie a exploziei este cheltuită pe radiații și energie cinetică. energia de dilatare a gazului poate ajunge la 10 51 -10 52 erg. În Galaxia noastră, conform celor mai recente date, supernovele erup în medie cel puțin o dată la 100 de ani. Dacă atribuim energia de flare de 10 51 erg acestei perioade de timp, atunci cf. Puterea blitzului va fi de aprox. erg/s. Pe de altă parte, pentru a menține modernul densitatea energetică K.l. BINE. 1 eV/cm putere a surselor K. l. la miercuri. durata de viață a lui K. l. în Galaxie, anii ar trebui să fie de cel puțin 10 40 erg/s. Rezultă că pentru a menține densitatea energetică a l cosmice. în modern nivelul este suficient pentru ca ei să primească doar câteva. % puterea de explozie a supernovei. Cu toate acestea, radioastronomia poate detecta doar în mod direct electroni care emit radio. Prin urmare, încă nu se poate afirma definitiv (deși acest lucru pare destul de firesc, mai ales în lumina realizărilor astronomiei cu raze gamma) că în timpul exploziilor de supernove se generează și un număr suficient de protoni și nuclee mai grele. În acest sens, căutarea altor posibile surse de K. l. nu și-a pierdut din importanță. De mare interes în acest sens sunt pulsarii (unde, aparent, este posibilă accelerarea particulelor la energii ultra-înalte) și regiunea galactică. nuclee (unde sunt posibile procese explozive cu o putere mult mai mare decât exploziile supernovei). Cu toate acestea, puterea de generare a razelor cosmice este galactic miezul nu depășește aparent puterea totală a generației lor în timpul exploziilor de supernove. În plus, majoritatea razelor cosmice formate în miez vor părăsi discul galactic înainte de a ajunge în vecinătatea Soarelui. Astfel, putem presupune că exploziile de supernove sunt fenomene. principala, deși nu singura sursă de K. l.

5. Mecanisme de accelerare a razelor cosmice

Problema posibilelor mecanisme de accelerare a particulelor la energii de ~ 10 21 eV în detaliu este încă departe de a fi finalizată. solutii. Cu toate acestea, în termeni generali, natura procesului de accelerare este deja clară. Într-un gaz obișnuit (neionizat), redistribuirea energiei între particule are loc datorită ciocnirii lor între ele. În rarefiat cosmic În plasmă, ciocnirile dintre particulele încărcate joacă un rol foarte mic, iar modificarea energiei (accelerare sau decelerare) a unei particule individuale se datorează interacțiunii sale cu magnetul electric. câmpuri care decurg din mișcarea tuturor particulelor de plasmă care o înconjoară.

În condiții normale, numărul de particule cu o energie care depășește vizibil av. energia mișcării termice a particulelor de plasmă este neglijabil de mică. Prin urmare, accelerarea particulelor ar trebui să înceapă practic de la energiile termice. In spatiu plasma (neutru din punct de vedere electric) nu poate exista niciun electrostatic semnificativ. câmpuri, care ar putea accelera particulele încărcate datorită diferenței de potențial dintre punctele câmpului. Cu toate acestea, electricitatea poate apărea în plasmă. câmpuri de natură pulsată sau inductivă. Puls electric câmpurile apar, de exemplu, atunci când un strat de curent neutru se rupe în zona de contact magnetic. câmpuri de polaritate opusă (vezi). Inductie electrica câmpul apare pe măsură ce intensitatea magnetică crește. câmpuri în timp (efectul betatron). Pe lângă câmpurile pulsate, etapa inițială a accelerației poate fi cauzată de interacțiunea particulelor accelerate cu câmpurile electrice ale undelor de plasmă în zonele cu mișcare intensă a plasmei turbulente.

În spațiu, aparent, există o ierarhie a mecanismelor de accelerare, care funcționează în combinații diferite sau în secvențe diferite în funcție de condițiile specifice din domeniul accelerației. Accelerație electrică pulsată turbulența câmpului sau a plasmei contribuie la accelerarea ulterioară prin mecanismul de inducție (betatron) sau mecanismul Fermi.

Anumite caracteristici ale procesului de accelerare a particulelor în spațiu sunt asociate cu comportamentul plasmei în câmpurile magnetice. camp. Cosmic mag. câmpurile există în volume mari de spațiu. Particulă cu încărcare Zeși impuls p se mișcă magnetic camp H de-a lungul unui traseu curbat cu o rază de curbură instantanee
,
Unde R = cp/Ze- mag. rigiditatea particulelor (măsurată în volți), - unghiul de pas al particulei. Dacă câmpul se modifică puțin la distanțe comparabile cu valoarea , atunci traiectoria particulei are forma unei linii elicoidale înfășurându-se în jurul liniei câmpului magnetic. câmpuri. În acest caz, liniile de câmp sunt, parcă, atașate de plasmă (înghețate în plasmă) - deplasarea oricărei părți a plasmei provoacă o deplasare și o deformare corespunzătoare a liniilor de câmp magnetic. câmpuri și invers. Dacă în plasmă sunt excitate mișcări suficient de intense (aceasta situație apare, de exemplu, ca urmare a exploziei unei supernove), atunci există multe astfel de secțiuni ale plasmei care se mișcă aleatoriu. Pentru claritate, este convenabil să-i considerăm ca nori de plasmă separați care se mișcă unul față de celălalt la viteze mari. De bază masa particulelor de plasmă este ținută în nori și se mișcă odată cu ei. Cu toate acestea, un număr mic de particule de înaltă energie, pentru care raza de curbură a traiectoriei este în mag. Câmpul de plasmă este comparabil cu dimensiunea norului sau îl depășește; atunci când intră în nor, nu rămâne în el. Aceste particule sunt deviate doar magnetic. câmpul norului, este ca și cum o particulă se ciocnește cu norul în întregime și particulele sunt împrăștiate pe ea (Fig. 5). În astfel de condiții, particula schimbă în mod eficient energie cu întregul nor deodată. Dar cinetic. energia norului este foarte mare și, în principiu, energia acceleratului particulele pot crește nelimitat până când particula părăsește regiunea cu mișcări intense de plasmă. Aceasta este esența statisticii. mecanism de accelerare propus de E. Fermi în 1949. Particulele sunt accelerate în mod similar atunci când interacționează cu unde de șoc puternice (de exemplu, în spațiul interplanetar), în special atunci când două unde de șoc se apropie una de cealaltă, formând magneți reflectori. „oglinzi” (sau „pereți”) pentru particule accelerate.

Toate mecanismele de accelerare duc la un spectru de raze cosmice, în care numărul de particule scade odată cu creșterea energiei. Aici se termină asemănarea dintre mecanisme. În ciuda teoreticului intensiv și studii experimentale, până când s-a găsit un mecanism universal de accelerare sau o combinație de mecanisme care ar putea explica toate caracteristicile spectrului și compoziției sarcinii razelor cosmice. În cazul, de exemplu, electrice pulsate câmpuri E rata de crestere a duritatii R este determinată de relație dR/dt = cE, adică nu depinde de magnetul inițial. duritatea particulelor. În acest caz, toate particulele din câmpul de acțiune sunt accelerate E , compoziția lor va reflecta compoziția plasmei originale, iar spectrul va avea forma D(R)~ exp -(R/R 0), unde R 0 - duritatea spectrului caracteristic.

Atunci când sunt accelerate de undele de plasmă, particulele cu doar mai multe energii pot fi accelerate. de ori mai termic. Numărul de astfel de particule nu este prea mic, dar condițiile de accelerare vor depinde în mod semnificativ de tipul de particule, ceea ce ar trebui să conducă la o schimbare puternică a compoziției lor în comparație cu compoziția plasmei inițiale. Spectrul protonilor accelerați, totuși, în acest caz poate fi și ~ exp -(R/R 0).

Mecanismul betatron, care se bazează pe conservarea adiabaticului. invariant al mișcării particulelor = const, dă un spectru de putere și nu este selectiv în raport cu tipul de particule, dar eficiența sa este proporțională cu câmpul magnetic. rigiditatea particulelor ( dR/dt ~ R), adică Pentru acțiunea sa este necesară o accelerare preliminară (injecție).

Mecanismul de accelerare Fermi dă energie-legea puterii. spectrul, cu toate acestea, este selectiv în ceea ce privește tipul de particule. Accelerație prin undele de șoc în spațiu. plasma duce, de asemenea, la energia legii puterii. spectru și teoretic. calculele dau un indice de =2,5, care corespunde destul de bine formei observate a spectrului razelor cosmice. Astfel, teoria accelerației, din păcate, permite o abordare ambiguă a interpretării spectrelor observate ale particulelor accelerate (în special, razele cosmice solare).

Procese de accelerare prin impulsuri electrice câmpuri în apropierea liniilor zero magnetice. câmpurile sunt observate în timpul erupțiilor solare, când pentru mai multe. apar particule min, accelerate la o energie de mai multe. GeV. În apropierea pulsarilor, în învelișurile supernovelor din Galaxie, precum și în cele extragalactice. obiecte - radio galaxii și quasari - acest proces poate juca și el un rol major. mecanismul de accelerare sau cel puţin rolul injectorului. În acest din urmă caz, particulele injectate sunt accelerate la max. observat în K. l. energii ca urmare a interacțiunilor cu undele și a neomogenităților magnetice. câmpuri în plasmă turbulentă.

Observațiile la diferite scări (Galaxie, Soare, magnetosfera Pământului etc.) arată că accelerația particulelor are loc în spațiu. plasmă oriunde există mișcări neomogene și câmpuri magnetice suficient de intense. câmpuri. Cu toate acestea, în număr mare și la energii foarte mari, particulele pot fi accelerate numai atunci când plasmei i se transmite o forță cinetică foarte mare. energie. Este exact ceea ce se întâmplă în astfel de medii cosmice grandioase. procese precum exploziile supernovelor, activitatea radiogalaxiilor și a quasarurilor.

Alături de rolul uriaș al lui K. l. în astrofizică proceselor, este necesar de remarcat importanţa acestora pentru studierea trecutului îndepărtat al Pământului (schimbările climatice, evoluţia biosferei etc.) şi pentru rezolvarea unor probleme practice. sarcini moderne (asigurarea securității radiațiilor a cosmonauților, evaluarea posibilei contribuții a radiațiilor cosmice la efectele meteorologice etc.).

Lit.:
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Originea razelor cosmice, M., 1963; Miroshnichenko L.I., Raze cosmice în spațiul interplanetar, M., 1973; Dorman L.I., Fundamentele experimentale și teoretice ale astrofizicii razelor cosmice, M., 1975; Toptygin I, N., Raze cosmice în câmpurile magnetice interplanetare, M., 1983.

(L.I. Miroshnichenko)

1. INTRODUCERE

Razele cosmice (CR) sunt de obicei înțelese ca fluxuri de particule relativiste încărcate, pornind de la protoni și nuclee de heliu și terminând cu nuclee de elemente mai grele până la uraniu, generate și accelerate la energii înalte și extrem de mari (până la 10 20 eV) în afara Pământ. În acest caz, fluxul de particule cu energii de până la 10 9 eV este dominat de aportul Soarelui, iar particulele de energii superioare sunt de origine galactică (și, eventual, la cele mai înalte energii, extragalactică).
Desigur, protonii și nucleele nu epuizează întreaga varietate de radiații care vin pe Pământ din spațiul cosmic. Totuși, problemele legate de studiul altor componente care alcătuiesc radiația cosmică: electroni, pozitroni, antiprotoni, neutrini, cuante gama, precum și diferite radiații electromagnetice, nu sunt abordate aici.
Compoziția razelor cosmice galactice (GCR) este dominată de protoni, nucleele rămase reprezentând mai puțin de 10%. Protonii rămân componenta dominantă, cel puțin până la energii de ~ 1 TeV, deși proporția de nuclee crește odată cu energia particulelor. Figura 1 compară abundența relativă a nucleelor ​​din CR cu abundența elementelor din sistemul solar (Simpson, 1997). În general, se observă similaritate, cu două excepții: grupul Li, Be, B și elemente de la Cl la Mn.

Orez. 1 Reprezentarea elementelor. Punctele întunecate sunt raze cosmice, punctele luminoase sunt Sistemul Solar.

După cum se poate observa din figură, conținutul de nuclee luminoase din GCR (cu sarcina Z de la 3 la 5) este cu câteva ordine de mărime mai mare decât conținutul lor în stele. În plus, GCR-urile sunt caracterizate printr-o prezență semnificativ mai mare a nucleelor ​​grele (Z>20) în comparație cu abundența lor naturală. Reprezentarea anormal de mare a acestor elemente este asociată cu o contribuție suplimentară din divizarea elementelor mai grele în mediul interstelar. Ambii acești factori sunt foarte importanți pentru clarificarea problemei originii GCR.

Soarele este, de asemenea, o sursă de CR, iar fluxurile de raze cosmice solare (SCR), în special în timpul erupțiilor solare, pot atinge valori foarte mari, cu toate acestea, valoarea caracteristică a energiei lor, de regulă, nu depășește 109 eV, în timp ce GCR-urile sunt distribuite pe o gamă foarte largă de energii de la 109 la 1020 eV. Prin urmare, împărțirea razelor cosmice în raze cosmice galactice și solare reflectă esența materiei, deoarece atât caracteristicile, cât și sursele razelor cosmice și razele cosmice sunt complet diferite. La energii sub 10 GeV/nucleon, intensitatea GCR măsurată în apropierea Pământului depinde de nivelul activității solare (mai precis, de modificarea câmpului magnetic în timpul ciclurilor solare).
În regiunea energiilor superioare, intensitatea GCR este constantă în timp. Conform conceptelor existente, GCR-urile în sine se termină în regiunea energetică între 10 17 și 10 18 eV. Prin urmare, la energii de peste 10 18 eV este mai corect să folosiți denumirea pur și simplu CR, deoarece originea razelor cosmice de energii extrem de înalte nu este cel mai probabil legată de Galaxie. Spectrul de energie CR diferenţial observat (Cronin, 1999) este prezentat în Fig. 2. Spectrul este descris printr-o lege a puterii pe o gamă foarte largă de energie de la 10 11 la 10 20 eV cu o ușoară modificare a pantei de aproximativ 3 10 15 eV (îndoire, uneori numită genunchi) și aproximativ 10 19 eV (gleznă). Fluxul CR integrat deasupra gleznei este de aproximativ 1 particulă pe km2 pe an.

Fig.2 Spectrul energetic al razelor cosmice.

Natura putere-lege a spectrului de energie CR indică originea non-termică a energiei lor, iar aceasta, la rândul său, impune anumite cerințe surselor CR, care trebuie să asigure formarea unui spectru de energie cu lege putere. Energia maximă a particulelor CR care a fost înregistrată din observațiile unor averse de aer extinse este de 3,10 20 eV și există mai mult de 10 evenimente a căror energie este > 10 20 eV. Astfel de energii pot fi furnizate cu greu de surse situate în Galaxia noastră. În același timp, interacțiunea razelor cosmice de energii extrem de mari cu radiația cosmică de fond cu microunde cu o temperatură de 2,75 °K limitează intervalul de distanțe de la care particulele cu astfel de energii ar putea ajunge în regiunea superclusterului local de galaxii, iar în ea, ca și în Galaxia noastră, nu există nici obiecte care să poată asigura accelerarea unor energii atât de înalte. Această problemă atrage atenția cercetătorilor, iar pentru a o rezolva, se creează instalații cu zone sensibile uriașe, deoarece intensitatea particulelor de energie extrem de ridicată este extrem de scăzută (vezi Fig. 2).

Densitatea de energie transportată de razele cosmice este de ~1 eV/cm3; cea mai mare contribuție la această valoare, din cauza spectrului în scădere abruptă, o au particulele cu energii relativ scăzute. Între timp, este semnificativ că valoarea densității de energie GCR se dovedește a fi comparabilă cu densitatea de energie a mișcării termice a gazului interstelar și a mișcărilor sale turbulente, cu densitatea radiației electromagnetice totale a stelelor galaxiei noastre și cu densitatea energetică conținută în câmpul magnetic al Galaxiei. Aceasta înseamnă că rolul GCR în balanța energetică a proceselor care au loc în Univers este destul de mare, iar această circumstanță ar trebui luată în considerare de teoria originii razelor cosmice (Astrophysics CR, 1990).

Fluxul GCR este caracterizat printr-un grad ridicat de izotropie. Valorile coeficientului de anizotropie până la 10 14 eV nu depășesc 0,1%; cu o creștere suplimentară a energiei, coeficientul de anizotropie CR crește și atinge câteva zeci de procente la energii >10 19 eV; totuși, semnificația statistică a rezultatele experimentale sunt în zona energiilor ultra-înalte și extrem de mari (10 15 –10 20 eV), de regulă, este mică.

Teoria originii GCR-urilor, care ar putea fi numită complet completă, lipsește în prezent, mai ales dacă avem în vedere originea GCR-urilor de energii ultra-înalte (>10 15 eV), deși în ultimii 10-15 ani au existat a fost o înțelegere a naturii generale a proceselor, în care razele cosmice apar și se accelerează, și s-au făcut progrese semnificative. O teorie completă a originii GCR ar trebui să explice principalele caracteristici ale GCR: forma legii de putere a spectrului de energie, valoarea densității energiei, compoziția de masă (chimică) a CR primare, inclusiv date despre fluxurile de antiprotoni. , electroni, pozitroni, raze gamma, constanța practică a intensității GCR în timp și anizotropia foarte slabă a acestora. La sfârșitul anilor 1950, considerațiile energetice (Ginzburg și Syrovatsky 1963) au condus la concluzia că sursa GCR-urilor (cel puțin cea mai mare parte a masei lor) ar trebui să fie considerată explozii de supernovă în galaxia noastră. Teoria cantitativă a conversiei energiei unei explozii de supernovă în spectrul energetic al razelor cosmice prin accelerarea particulelor încărcate prin undele de șoc în învelișurile supernovei în expansiune a început să se dezvolte la sfârșitul anilor 1970 (Krymsky, 1977) și a devenit acum general acceptată, deși este nu a primit încă confirmarea experimentală finală. Această teorie face posibilă descrierea formării unui spectru GCR cu legea puterii până la energii de ~10 15 .Z eV, unde Z este sarcina ionului accelerat și chiar până la ~10 17 .Z eV (Ptuskin și Zirakashvili, 2005) ținând cont de turbulența magnetohidrodinamică mare care decurge din instabilitățile fluxului CR în stadiul incipient al evoluției supernovei, dar sunt necesare eforturi suplimentare pentru a înțelege cum particulele sunt accelerate până la energii de 10 20 eV.

Spectrul energetic al GCR-urilor și compoziția lor de masă, observată în apropierea Pământului, se formează ca urmare a transformării în timpul trecerii de la surse distribuite în principal în partea centrală a discului galactic către sistemul solar situat la periferia Galaxiei. Deoarece în Galaxie există atât câmpuri magnetice regulate, cât și aleatorii, a căror putere caracteristică este de ~ 3,10 -6 G, particulele GCR se propagă de-a lungul traiectoriilor foarte complicate, iar mișcarea lor poate fi descrisă într-o bună aproximare ca difuzie. Principalele argumente în favoarea prezenței difuziei sunt asociate cu izotropia aproape completă a fluxului GCR și prezența nucleelor ​​luminoase (Li, Be, B) în fluxul GCR în cantități de sute de mii de ori mai mari decât abundența lor în Galaxia. Durata de viață a GCR-urilor, adică timpul în care rămân în galaxie, este de ~3,10 7 ani, ceea ce este cu 4 ordine de mărime mai mare decât timpul necesar pentru a traversa galaxia atunci când se deplasează în linie dreaptă. În acest timp, intervalul de nuclee ale elementelor medii (C, N, O) va fi de 5–10 g/cm 2 în gazul interstelar, ceea ce este suficient pentru formarea nucleelor ​​ușoare. Durata de viață a GCR și cantitatea de materie prin care trec scad odată cu creșterea energiei particulelor; Particulele cu energii extrem de mari practic nu mai experimentează difuzie.
Spectrul de energie și compoziția de masă a GCR-urilor pot fi măsurate fie direct, adică ca rezultat al înregistrării directe a particulelor GCR în experimente efectuate pe baloane și sateliți, fie folosind metode indirecte bazate pe studierea caracteristicilor dușurilor de aer extinse (EAS) care apar ca urmare a desfasurarii unui proces in cascada in atmosfera. Avantajul metodei EAS este că unele componente ale dușului pot fi detectate la distanțe foarte mari de traiectoria particulei primare care a generat EAS (până la zeci de kilometri la înregistrarea fluorescenței create de particulele de duș încărcate în atmosferă), ceea ce realizează o creștere uriașă a zonei de detectare efectivă a evenimentului. Acest lucru face posibilă depășirea limitărilor inevitabile ale statisticilor inerente experimentelor directe și care nu le permite să fie utilizate pentru a studia GCR-uri peste un anumit prag de energie, care depinde de factorul geometric al detectorului. În prezent, valoarea record a energiei realizată în experimentele pe sateliții din seria Proton (1968) este de ~ 2,10 15 eV. Pentru majoritatea experimentelor directe, acest prag este încă semnificativ mai scăzut, astfel încât granița dintre experimentele directe și indirecte se află între energii de 10 14 – 10 15 eV. Cu toate acestea, prețul pentru utilizarea avantajelor metodelor indirecte este necesitatea de a determina energia și numărul de masă al particulei primare pe baza rezultatelor dezvoltării cascadei în atmosferă, care este asociată cu o incertitudine semnificativă chiar dacă este cunoscută. exact cum are loc actul elementar de interacţiune. Între timp, informațiile noastre referitoare la interacțiunile hadron-nucleon sunt limitate la o energie de 2,10 15 eV (energia echivalentă a Tevatronului într-un sistem de laborator). În același timp, trebuie subliniat faptul că aceeași incertitudine ar fi inerentă experimentelor efectuate folosind calorimetre cu ionizare pe sateliți și baloane dacă aceste experimente ar fi vizat o regiune energetică pentru care nu există date experimentale privind interacțiunile hadron-nucleon.

2. METODE DE STUDIARE A RAZE COSMICE

Datorită extinderii mari a spectrului CR în ceea ce privește energia și caracterul său în scădere abruptă, este necesar să se utilizeze diferite metode de măsurare.

2.1 Metode directe

Studiul experimental al GCR-urilor folosind metode directe sugerează posibilitatea de a măsura direct sarcina și energia particulelor primare. După cum sa menționat deja în Introducere, limita superioară a intervalului de energie în care pot fi utilizate în prezent metodele directe este de aproximativ 10 15 eV. Această limită este determinată pe baza cerinței naturale de a obține acuratețea statistică minimă acceptabilă într-un timp rezonabil al experimentului. Deși această valoare este mult mai mică decât limita superioară a spectrului CL (~ 10 20 eV), totuși, în acest caz, intervalul de energie în care se efectuează studiile prin metode directe se extinde la 5 ordine de mărime, ceea ce duce la trebuie să folosiți diferite metode pentru măsurarea sarcinii și energiei (sau impulsului) particulelor primare.
După cum se știe, câmpul magnetic al Pământului poate servi ca analizor al rigidității magnetice a particulelor, ceea ce a făcut posibilă obținerea primelor informații cu privire la spectrul energetic al GCR-urilor din regiune până la aproximativ 10 GeV. Intervalul de la 10 GeV la 10 15 eV a fost studiat folosind emulsii fotografice, calorimetre cu ionizare, spectrometre magnetice, camere de emulsie cu raze X și alte instrumente instalate pe sateliți sau ridicate pe cilindri.

Un calorimetru de ionizare este un bloc destul de gros de material stratificat cu detectoare de ionizare, care permite, folosind citirile detectorilor, să se determine ionizarea totală creată de cascada generată de particulele primare și apoi să se găsească energia primară folosind fie modelarea procesul în cascadă sau calibrarea calorimetrului de ionizare la un accelerator. În mod ideal, calorimetrul cu ionizare ar trebui să absoarbă complet întreaga cascadă creată de particulele primare din substanță. Cu toate acestea, atunci când plasați un calorimetru de ionizare pe un satelit sau un balon, o astfel de cerință nu este fezabilă, astfel încât calorimetrul poate măsura direct doar o parte din energia particulei primare și, prin urmare, erorile în măsurătorile de energie cresc odată cu creșterea energiei particulelor. Un calorimetru de ionizare poate exista într-o variantă de fotoemulsie și poate fi, de asemenea, o combinație de straturi de film de emulsie de raze X, folosit ca detector de ionizare, măsurat prin densitatea optică a înnegririi peliculei, cu straturi de absorbant; De asemenea, este posibil să se utilizeze detectoare de ionizare cu semiconductor. Dacă grosimea calorimetrului este mică, astfel încât să existe doar 1-2 straturi de detectoare de ionizare, atunci calorimetrul se transformă într-o așa-numită instalație de împingere (o împingere este o explozie de ionizare în detector în timpul trecerii unei avalanșe de particule încărcate). Spre deosebire de calorimetre, instalațiile de împingere permit să se măsoare doar numărul de particule încărcate la maximul cascadei, și nu ionizarea totală creată de cascadă.

Pentru a măsura încărcarea particulei primare, de regulă, se folosesc detectoare speciale. Acești detectoare profită de faptul că atât pierderile de ionizare, cât și pierderile datorate radiației Cherenkov sunt proporționale cu Z 2 - pătratul sarcinii particulei primare. Acest lucru permite separarea prin Z fie prin mărimea pierderilor de ionizare ale particulei, fie prin fluxul de radiație Cherenkov creat de particule (contor Cherenkov).

Cercetările în spațiul cosmic au fost începute în anii 1960 de către Grigorov și colegii săi în experimente pe sateliții din seria Proton (Bugakov și colab., 1970). În aceste experimente, sarcina și direcția mișcării particulelor au fost determinate folosind contoare Cherenkov cu radiatoare din plexiglas, iar pentru determinarea energiei a fost folosit un calorimetru de ionizare (Fig. 3), care conține 140 g/cm 2 Pb și 855 g/cm 2 Fe ca absorbant între 16 straturi camere de ionizare (până astăzi acest calorimetru rămâne un record în greutate și luminozitate).

Orez. 3 Schema schematică a spectrometrului IK-15 pentru studierea particulelor de raze cosmice de înaltă energie; M – ținte înlocuibile din grafit și polietilenă, ChS – contoare Cherenkov, TM – ținte subțiri din grafit, DN – detectoare de sarcină și direcția particulelor, IR – camere de ionizare, PS – contoare proporționale.

În experimentele pe sateliții din seria Proton, s-a măsurat spectrul energetic al tuturor particulelor la energii de 10 11 – 10 15 eV și separat spectrele protonilor și particulelor α.

Dezvoltarea continuă a tehnologiei în anii următori a condus la implementarea a trei experimente mari în spațiu: HEAO-3, SOKOL și CRN, în care spectrele au fost măsurate până la energii de ~1 TeV/nucleon pentru elemente până la fier. Experimentele cu baloane au început în anii 1970 pentru a măsura spectrele diferitelor elemente la energii de peste 100 GeV/nucleon.
Datorită dezvoltării metodei camerei de emulsie, au devenit posibile zboruri lungi care oferă o expunere mai mare. Au fost efectuate o serie de experimente: MUBEE, JACEE, RUNJOB. În Fig. 4.

> Această cameră a fost concepută pentru a măsura compoziția primară atunci când este expusă la peste 99,5% atmosferă. Partea superioară a camerei este formată din straturi de emulsie sensibilă separate de straturi de plastic. Sarcina nucleului primar incident este măsurată înainte de interacțiunea acestuia prin gradul de întunecare a pistei din emulsie. Partea din mijloc a camerei este concepută pentru a urmări traseele cu șanse minime de interacțiune. Acest lucru permite pistelor să diverge suficient, astfel încât cascadele generate de interacțiunile din partea calorimetrică a camerei să poată fi măsurate individual.

Orez. 4 – Camera de emulsie în experimentul JACEE.

Elementele esențiale ale calorimetrului sunt filmele cu raze X și plăcile de plumb. Cascadele electromagnetice, generate fie direct de electroni sau fotoni, fie fotoni din dezintegrarea mezonilor π 0, se dezvoltă rapid în plumb, iar energia lor poate fi determinată prin însumarea măsurătorilor de înnegrire în straturile de film cu raze X de-a lungul fiecărei cascade. Caracteristicile unui număr de experimente spațiale și cu baloane, precum și datele despre viitoarele experimente planificate, sunt rezumate în Tabelul 1 (Wefel, 2003).

Tabelul 1 Experimente pentru studiul spectrelor și compoziției chimice a razelor cosmice galactice

Experiment, ani	Miez	Metodologie	Gama de energie, eV	Geom. factor,/m 2 .sr.	Factorul de expunere /m 2 mediu.zi
Nave spațiale
Protonul 1-4 1965-1968	Toate miezurile H, el	calorimetru	10 11 - 10 15	0.05 - 10	5 - 2000
HEAO-3 1979-1980	16≤Z≤28	ionizare/Cherenkov	3.10 10 - 10 13	1.2	370
HEAO-3 1979-1980	4≤Z≤28	Cerenkovski detectoare	3.10 10 - 2.10 12	0.14	33
CRN Spacelab2 1985	5≤Z≤26	Detectoare de radiații de tranziție	7.10 11 - 3.10 13	0.1- 0.5 0.5 -0.9	0.3 -3
FALCON (Spațiu) 1984-1986	1≤Z≤26	calorimetru	2.10 12 - 10 14	0.026	0.4
baloane
Ryan și colab 1969-1970	1≤Z≤26	calorimetru	5.10 10 - 2.10 12	0.036	0.01
JACEE	1≤Z≤26	camera de emulsie	10 12 - 5.10 14	2-5	107(H,El) 65(Z>2)
MUBEE 1975-1987	1≤Z≤26	emulsie aparat foto	10 13 - 3.10 14	0.6	22
RUNJOB 1995-1999	1≤Z≤26	emulsie aparat foto	10 13 - 5.10 14	1.6	43
ATIC Antarctica 2000-2001	1≤Z≤28	calorimetru	10 10 - 10 14	0.23	3.5
ATIC Antarctica 2002-2003	1≤Z≤28	calorimetru	10 10 - 10 14	0.23	6.9
TRASOR 2004-2005	1≤Z≤28	detectoare radiații de tranziție	10 11 - 3.10 14	5	70
CREMĂ 2004-2005	1≤Z≤28	detectoare tranzitorii radiatii/calorimetru	10 12 - 5.10 14	1.4 -0.35	35 - 140
Noi experimente
Nave spațiale
ACCES		detectoare radiații de tranziție	10 13 - 5.10 15	7 - 12	7000 - 12000
(CSTRD)		calorimetru	10 12 - 10 15	0,9	900
PROTON-S		calorimetru	10 12 - 3.10 16	18	18000
INCA		neutroni calorimetru	10 14 - 10 16	48	48000
AMS		supraconductoare	10 10 - 10 13	50	50000

În fig. Figura 5 prezintă o diagramă schematică a instrumentului de experiment AMS (Casaus et al, 2003).

Orez. 5 Schema schematică a dispozitivului AMS.

Când se iau în considerare rezultatele măsurării spectrelor și compoziției GCR folosind metode directe (a se vedea mai târziu în text), limitările statistice ale datelor sunt evidente, astfel încât este necesară îmbunătățirea calitativă și cantitativă a situației experimentale. Luând în considerare natura în scădere a spectrului de energie GCR, care duce la o scădere bruscă a intensității fluxului GCR cu o creștere a energiei particulelor detectate, un detector cu o suprafață de 1 m 2 la limita de atmosfera va înregistra circa 100 de evenimente pe an cu o energie > 10 15 eV. Aceasta conduce la concluzia că o energie de ≈ 10 15 eV separă regiunea energetică în care pot fi utilizate metode directe de regiunea cu energie ultra-înaltă, unde în prezent pot fi utilizate doar metode indirecte.

2.2 Metode indirecte

Capacitatea de a obține informații despre GCR de ultra-înaltă energie se datorează existenței atmosferei Pământului, în care o particulă primară dezvoltă o cascadă hadronic-electromagnetică constând dintr-un număr mare de particule secundare și numită duș de aer extins (EAS) . Acest nume se datorează faptului că particulele secundare care apar ca urmare a interacțiunilor și dezintegrarilor pot fi detectate la distanțe suficient de mari de axa EAS - o linie dreaptă care coincide cu direcția de mișcare a particulei primare. În funcție de energia primară, detectarea EAS poate avea loc la distanțe de ordinul sutelor sau chiar miilor de metri față de axă, astfel încât aria efectivă poate ajunge la zeci de kilometri pătrați. Toate acestea fac posibilă studierea EAS-urilor folosind un sistem de detectoare izolate amplasate astfel încât să acopere cea mai mare zonă posibilă (Christiansen et al. 1975).

Pentru implementarea metodei EAS sunt necesare detectoare de suprafață mare, proiectate pentru expuneri lungi, ceea ce se datorează fluxului mic de particule cu astfel de energii. Cea mai obișnuită modalitate este de a construi instalații pe suprafața pământului care să poată acoperi suprafețe măsurate în kilometri pătrați și să funcționeze ani de zile.
Metoda EAS rămâne în continuare cea mai puternică metodă pentru obținerea de informații despre PCR cu energii de peste 10 15 eV. Această metodă este cea care, până la cele mai mari energii observate de ~ 3,10 20 eV, a furnizat majoritatea datelor privind principalele caracteristici ale PCR: spectrul de energie, compoziția de masă și anizotropie (Kalmykov și Khristiansen, 1995).

Din punct de vedere istoric, prima metodă folosită pentru a studia EAS-urile a fost metoda de detectare a EAS-urilor prin înregistrarea fluxurilor de particule încărcate și, datorită simplității sale relative, este și astăzi răspândită. Proprietățile EAS și problemele metodologice sunt descrise în detaliu în recenzia lui Greisen (1958), care nu și-a pierdut semnificația până în prezent.


Baza EAS este cascada de hadron din atmosferă, care se dezvoltă dintr-o particulă primară - un proton sau nucleu (Fig. 6), care interacționează la limita atmosferei.

Orez. 6– Diagrama de dezvoltare EAS (Haungs, 2003).

Pe măsură ce cascada se dezvoltă, se formează alte componente EAS - componenta electron-foton, componenta muon, precum și radiația optică rezultată din trecerea particulelor încărcate prin atmosferă (Cherenkov și fluorescent). Cele mai numeroase dintre particulele EAS încărcate sunt electronii, care includ de obicei pozitroni. Numărul de muoni este de aproximativ 10% din numărul de electroni (cu numărul de electroni Ne ≈10 5 –10 6). Numărul de raze gamma este de aproximativ dublu față de numărul de electroni, iar hadronii reprezintă ~ 1% din numărul total de particule din EAS.
Dezvoltarea unui duș în atmosferă are loc în așa fel încât numărul de particule într-un EAS mai întâi crește, apoi atinge un maxim și apoi scade pe măsură ce energia unui număr tot mai mare de particule scade sub pragul pentru formarea ulterioară a particulelor. Particulele EAS formează un disc subțire de particule relativiste. Hadronii de înaltă energie care alcătuiesc trunchiul EAS alimentează partea electromagnetică a dușului, în principal cu fotoni proveniți din dezintegrarea pionilor neutri. Nucleonii și alți hadroni de înaltă energie contribuie la cascada de hadron. Pionii și kaonii încărcați cu energie inferioară se descompun, contribuind la componenta muonului. (Relația dintre dezintegrare și interacțiune depinde de energia și adâncimea din atmosferă.)
Cu fiecare interacțiune hadronică, puțin mai mult de o treime din energie este transferată către componenta electromagnetică. Deoarece majoritatea hadronilor interacționează în mod repetat, cea mai mare parte a energiei primare se transformă treptat în componentă electromagnetică. Radiația Bremsstrahlung a fotonilor de către electroni și pozitroni, precum și generarea de perechi electron-pozitron de către fotoni duc la multiplicarea rapidă a particulelor în cascade electromagnetice, astfel încât numărul de electroni și pozitroni din duș crește. După ce dușul trece de maxim, numărul de electroni și pozitroni începe să scadă, deoarece din cauza fragmentării energiei între particule, energia lor caracteristică devine sub critică (Ec ~ 80 MeV), după care electronii și pozitronii pierd rapid restul rămas. energie la ionizare. Prin urmare, cea mai mare parte a energiei dușului este în cele din urmă disipată din cauza pierderilor de ionizare a electronilor și pozitronilor. Cu excepția unei mici fracțiuni F(E0) energie transportată de muoni și neutrini, energie primară E0 este determinată de lungimea totală a traiectoriilor tuturor electronilor din atmosferă (integrala lungimii pistei):

Unde N(x) este numărul de particule încărcate din duș la adâncimea x (măsurată de-a lungul axei dușului) și α este pierderea de energie pe unitatea de lungime a drumului în atmosferă.

Un exemplu de configurație pentru studierea EAS-urilor este prezentat în Fig. 7.
Odată cu detectarea EAS prin fluxul de particule încărcate, s-au răspândit și metodele de detectare a EAS, bazate pe înregistrarea radiațiilor optice care însoțesc EAS - radiația Cherenkov și strălucirea de ionizare sau fluorescența.

Orez. 7- Instalarea lui KASCADE (Klages et al, 1997).

Este important ca fluxurile atât ale luminii Cherenkov, cât și ale fluorescenței să fie determinate în principal de caracteristicile cascadelor electron-fotoni, care pot fi calculate cu o precizie mai bună decât caracteristicile cascadelor de hadron și, prin urmare, fluxurile de radiație și fluorescență Cherenkov sunt mai puțin supuse. pentru a modela dependența. Acesta este un avantaj important, deși implementarea metodei necesită ca instalația să funcționeze numai în nopți senine fără lună, ceea ce reduce timpul efectiv de experiment la 5-10% din timpul astronomic. Detectoarele de fluorescență sunt o parte esențială a instalației Pierre Auger și, cu o energie primară de ~ 10 20 eV, fac posibilă detectarea trecerii EAS la o distanță de până la 40 km de detector. Sunt în curs de dezvoltare proiecte pentru a înregistra fluorescența creată de EAS în atmosferă folosind instalații spațiale.

Date interesante, esențiale pentru determinarea compoziției în masă a GCR-urilor, sunt furnizate prin studierea componentei hadronice a EAS-urilor. Cu toate acestea, fluxurile hadronilor sunt semnificativ inferioare fluxurilor componentelor de electroni și muoni, iar echipamentul necesar pentru detectarea hadronilor este destul de complex (calorimetru de ionizare) și costisitor, astfel încât componenta hadronului este rar studiată în instalațiile moderne pentru detectarea EAS-urilor.
Pare promițătoare utilizarea camerelor de emulsie cu raze X cu o suprafață mare de până la ~1000 m 2 ca parte a instalațiilor EAS (Fig. 8), ca în experimentul Pamir (Baiburina și colab., 1984), pentru a măsura energia înaltă. partea centrală a EAS, făcând posibilă înregistrarea particulelor de TeV cu o rezoluție spațială de 300 µm.

Orez. 8 Schema utilizării unei camere de emulsie cu raze X (Kempa, 1997).

Pentru a obține informații despre razele cosmice primare din datele EAS, este necesară o abordare integrată pentru a se asigura că în fiecare duș se găsesc cel mai mare număr posibil de caracteristici. Înregistrarea simultană a componentei muonului împreună cu componenta electronică face posibilă extragerea de informații despre compoziția de masă a radiației primare. În același scop, se pot folosi informații despre dezvoltarea longitudinală a cascadei electroni-fotoni în atmosferă, precum și despre funcțiile distribuției spațiale a anumitor componente.
Utilizarea EAS pentru a determina spectrul de energie și compoziția de masă a GCR-urilor este inevitabil asociată cu necesitatea de a reconstrui parametrii particulei primare (energia, numărul de masă și direcția de sosire a acesteia) din răspunsurile detectorilor incluse în instalație. . O astfel de reconstrucție este imposibilă dacă nu există un model al acestui fenomen, bazat pe extrapolarea datelor acceleratorului cu privire la caracteristicile interacțiunilor hadronice în regiunea de energie ultra-înaltă, unde astfel de date sunt absente. Formal, datele acceleratorului se termină acum la o energie de laborator echivalentă de 1,8,10 15 eV, dar o serie de caracteristici importante ale interacțiunilor hadron-nucleon și, în special, interacțiunile hadron-nucleu sunt cunoscute doar până la energii de ~ 1 TeV. Întrucât modelele de interacțiuni hadronice utilizate în prezent sunt fenomenologice, atunci, strict vorbind, fiabilitatea predicțiilor lor nu poate fi garantată în afara regiunii energetice în cadrul căreia au fost determinați parametrii modelului. Această circumstanță ar trebui să fie întotdeauna reținută atunci când se interpretează datele experimentale obținute prin studierea EAS-urilor.

3. RAZE COSMICE ÎN LÂNGĂ PĂMÂNTUL

3.1 Zona efectelor de modulație

Particulele cu cea mai scăzută energie nu pot fi observate direct în apropierea Pământului, deoarece vântul solar împiedică aceste particule să intre în Heliosfera noastră. Această modulație heliosferică scade odată cu creșterea energiei și duce la un ciclu solar de variație a intensității CR la energii scăzute. Au loc modificări vizibile în intensitatea și spectrul GCR-urilor care intră în Heliosferă. Aceste schimbări sunt asociate în primul rând cu interacțiunea fluxului de raze cosmice cu vântul solar și câmpurile magnetice înghețate în acest vânt. Ca urmare, spectrul energetic al razelor cosmice galactice măsurate în apropierea Pământului diferă semnificativ de spectrul GCR din mediul interstelar. Figura 9 prezintă rezultatele măsurătorilor spectrului razelor cosmice galactice în perioade de timp corespunzătoare diferitelor faze ale activității solare (Heber, 2001).

Orez. 9 Spectrul energetic al diferitelor elemente măsurate în apropierea Pământului în anul activității solare minime (curbe superioare) și în anul maximului (inferior).

Se poate observa că la energii de peste 10 GeV/nucleon, intensitățile GCR în diferite faze ale activității solare diferă ușor. În același timp, la energii de ~10 MeV, intensitățile spectrelor pot diferi cu un ordin de mărime.
Atunci când se iau în considerare diverse fenomene din heliosferă de-a lungul mai multor decenii, factorul lor determinant este ciclicitatea de 11 și 22 de ani a procesului solar, caracterizată printr-o serie de modele clar stabilite privind nivelul activității solare, localizarea regiunilor active pe fotosfera, precum și câmpul magnetic al formațiunilor active. Limita regiunii de modulație este situată la distanțe de ~100 UA.
Figura 10 arată modularea intensității CR în ciclul solar de 11 ani (Bazilevskaya și colab., 2005). Intensitatea GCR se modifică în antifază odată cu numărul de pete solare. Cu toate acestea, procesele de modulare solară se dovedesc a fi destul de complexe și nu pot fi reduse doar la anti-corelarea cu numărul de pete solare.

Baza teoretică pentru transportul GCR în heliosferă este ecuația de transport Parker (Parker, 1965):

Unde este funcția de distribuție a razelor cosmice, R este duritatea, r și t sunt distanța de la Soare și, respectiv, timp. V – viteza vântului solar. Partea dreaptă a ecuației conține termeni care descriu convecția particulelor, deriva longitudinală și transversală, difuzia, modificările de energie adiabatică și, respectiv, sursa particulelor. Sursa particulelor poate fi orice sursă heliosferică. K este un tensor, a cărui parte simetrică descrie difuzia, iar partea antisimetrică a tensorului descrie deplasarea particulelor în câmpul magnetic heliosferic cu o viteză medie V D . În ultimii ani, luarea în considerare a difuziei în direcția perpendiculară pe câmpul magnetic a devenit deosebit de importantă.
Ecuația (1) se rezolvă de obicei numeric. Soluția sa, în principiu, face posibilă obținerea valorilor de modulație în interiorul heliosferei. Cu toate acestea, varietatea proceselor naturale și a conexiunilor în care sunt implicate CR este atât de mare încât la rezolvarea acestei ecuații apare o problemă - nevoia de cunoaștere detaliată a dependențelor spațiale, temporale și energetice ale parametrilor principali ai ecuației asupra mărimii. și geometria regiunii de modulație.

Orez. 10 Intensitatea razelor cosmice cu energie > 100 MeV la limita atmosferei în regiunea Murmansk conform măsurătorilor stratosferice. Linia continuă indică intensitatea CR, linia punctată indică numărul de pete solare.

Datorită complexității problemei, modelele de modulație bazate pe simulări numerice tridimensionale, dependente de energie, au fost recent îmbunătățite foarte activ. Rezultatele calculului pot fi comparate cu datele experimentale obținute pe baloane și nave spațiale. În (Bonino et al, 2001), folosind o soluție aproximativă a ecuației de transport, este prezentat un spectru energetic diferențial al protonilor, în funcție de parametrul de modulație solară M:

Aici T este energia cinetică pe nucleon, iar E0 este energia de repaus a nucleonului. În aceeași lucrare, au fost analizate date experimentale din observațiile spectrului razelor cosmice galactice pe baloane și nave spațiale. Au fost luate în considerare 29 de experimente diferite. Prin compararea rezultatelor calculelor folosind formula (2) cu aceste date, s-au determinat parametrii de modulație solară M care descriu cel mai bine valorile intensității experimentale. (Fig.11)

Orez. 11 Spectre diferențiale de raze cosmice obținute pe baza ecuației (2) pentru diferite valori ale modulației solare M = 390, 600, 820, 1080 MeV (curbele 1,2,3,4, respectiv) în comparație cu datele experimentale obţinute pe baloane şi dispozitive spaţiale în anii 1965, 1968, 1980 şi 1989. respectiv.

Există un model dinamic semi-empiric (Nymmik, 2005) care permite descrierea fluxurilor de particule GCR cu Z de la 1 la 92 și cu energii de la 5 la 10 5 MeV/nucleon. Modelul ține cont de dependența fluxurilor de nivelul activității solare, precum și de mărimea și direcția câmpului magnetic solar.

3.2 Regiunea energetică 10 11 –10 17 eV

3.2.1 Experimente directe

Peste energii de ~10.Z GeV, modulația cauzată de câmpul magnetic al heliosferei este neglijabilă și se poate considera, într-o primă aproximare, că spectrele elementelor individuale incluse în GCR urmează o lege de putere. Aceeași remarcă este valabilă pentru toate particulele GCR. Indicele spectrului se modifică la o energie de 3-4 PeV de la aproximativ –2,7 la –3,1, iar această întrerupere a spectrului este adesea numită „genunchi”. Originea genunchiului, descoperită în urmă cu aproape 50 de ani (Kulikov și Christiansen, 1958), este încă subiect de dezbatere. Diverse posibilități de apariție a unei îndoituri datorate fie unei schimbări în natura propagării GCR în galaxia noastră, fie unei schimbări în procesul de accelerare a particulelor, sunt luate în considerare în continuare în Secțiunile 4 și 5. Cu toate acestea, trebuie subliniat că în ambele cazuri, energia la care ar trebui să apară o îndoire pentru nucleele cu sarcină Z se dovedește a fi proporțională cu Z.

În fig. 12, 13, 14 arată rezultatele experimentelor directe privind studiul fluxurilor de protoni, nuclee de heliu și nuclee de fier (Horandel, 2003), precum și aproximări construite conform tabelului din aceeași lucrare.

Fig. 12-14 Spectrele protonilor, heliului și nucleelor ​​de fier

3.2.2 Metodologia de determinare a spectrului de energie și a compoziției de masă a GCR din datele EAS

Când se utilizează EAS-urile ca instrument pentru studierea razelor cosmice de ultraînaltă energie, determinarea energiei primare și a compoziției masei se dovedește a fi, în general, interdependente. Într-adevăr, metodele utilizate se bazează fie pe măsurarea simultană a mai multor componente ale unui EAS individual la un anumit nivel de observație, fie pe informații despre dezvoltarea sa longitudinală. Dezvoltarea EAS depinde atât de energia particulei primare care a generat dușul, cât și de numărul său de masă. Cea mai utilizată metodă pentru obținerea de informații despre numărul de masă al unei particule primare este studierea relației dintre numărul de electroni Ne și numărul de muoni Nμ. În medie, EAS din nucleele primare se dezvoltă mai repede în atmosferă și au un număr mai mare de muoni.
Distribuțiile spațiale ale diferitelor componente EAS și, în special, radiația Cherenkov, poartă informații despre forma curbei în cascadă și, prin urmare, despre cât de repede se dezvoltă dușul în atmosferă. Studiul distribuțiilor timpilor de sosire a diferitelor componente EAS la nivel de observație (Cherenkov sau lumină fluorescentă, muoni) oferă, de asemenea, informații despre dezvoltarea efectivă a EAS-urilor și este utilizat în practica experimentală.
Tragerea concluziilor fizice din analiza EAS-urilor observate experimental este un proces destul de complex datorită faptului că există fluctuații asociate cu natura aleatorie a proceselor în cascadă, precum și diferite tipuri de incertitudini sistematice care apar în timpul detectării EAS-urilor. În cazul general, caracteristicile particulei primare care ne interesează trebuie să fie determinate cu cea mai acurate considerare atât a fluctuațiilor inerente proceselor în cascadă, cât și a tuturor detaliilor necesare procesului de măsurare.
În scopul modelării procesului de dezvoltare a EAS, au fost dezvoltate o serie de programe Monte Carlo: CORSIKA (Heck et al, 1998), MOCCA (Hillas, 1981), AIRES (Sciutto, 1999) și continuă să fie dezvoltate altele noi. Deoarece utilizarea directă a metodei Monte Carlo de la energia particulei primare la energia de prag a particulelor detectate direct necesită un timp semnificativ de calculator, la energii primare > 10 16 eV, se folosesc de obicei scheme cu introducerea greutăților statistice (Hillas, 1997), ceea ce poate duce la fluctuații artificiale. Utilizarea metodelor numerice face posibilă reducerea semnificativă a timpului de calcul al caracteristicilor medii ale procesului, dar se dovedește a fi un instrument mult mai puțin convenabil dacă este necesar să se ia în considerare fluctuațiile și să simuleze procesul de detectare a EAS. Prin urmare, cea mai promițătoare direcție pentru dezvoltarea metodelor computaționale pare să fie sinteza abordărilor Monte Carlo și a metodelor numerice (Kalmykov și colab., 1997).

Pentru a determina spectrul de energie GCR în regiunea primei întreruperi (10 15 –10 17 eV), este necesar să existe o estimare a energiei EAS, iar cea mai bună soluție la problemă ar fi o estimare de tip calorimetric, dacă este posibil. independent de numărul de masă al particulei care a generat dușul dat. Din păcate, acest lucru nu este întotdeauna posibil, așa că diferite instalații folosesc metode diferite de conversie din spectre observate în spectre de energie.
Estimarea energiei și a numărului de masă al unei particule primare pe baza rezultatelor înregistrării fluxurilor componentelor secundare EAS se reduce la rezolvarea problemei inverse. Metodele utilizate sunt împărțite în două clase semnificativ diferite: utilizarea unei proceduri de deconvoluție (desfășurare), în care spectrul de energie și compoziția de masă sunt extrase din spectre măsurate experimental pentru Ne, Nμ etc., și utilizarea diferitelor metode de teoria recunoașterii modelelor, în care, prin comparație cu distribuțiile teoretice, atribuie EAS-urile individuale detectate unuia sau altuia număr de masă.
Metoda deconvoluției este utilizată pentru a rezolva ecuația integrală Fredholm de primul fel, care, în raport cu problema de față, poate fi scrisă astfel:

Unde F(Ne(μ)) este spectrul de electroni (sau muoni) măsurat experimental de către instalație, Ii(E) este spectrul de energie al particulelor primare aparținând grupei i (protoni, nuclee de heliu, nuclee din grupa CNO, etc. până la nuclee fier), este probabilitatea ca o particulă primară cu energia E și numărul de masă corespunzător grupului de nuclee i să creeze o ploaie cu numărul necesar de electroni sau muoni.
Pentru a crește acuratețea rezolvării problemei, este de dorit să se ia în considerare simultan cât mai multe date posibil; de exemplu, atunci când se analizează datele KASCADE, spectrele de electroni și muoni au fost utilizate în mai multe intervale de unghiuri zenitale (Roth și colab., 2003). Pentru a estima energia în experimentul KASCADE, se folosește așa-numitul număr „trunchiat” de muoni, egal cu integrala densității muonilor în intervalul de la 40 la 200 m de axa EAS. După cum se știe, sunt necesare măsuri suplimentare speciale pentru a obține o soluție unică a ecuației integrale Fredholm de primul fel (regularizare (Blobel, 1985), pozitivitatea funcției de transfer (Gold, 1964) sau cerința de netezime a soluției ( D'Agostini, 1995)). De asemenea, trebuie menționat că calcularea probabilității necesită costuri de calcul mari, iar până acum statisticile băncii de evenimente teoretice sunt inferioare celor experimentale. Depășirea acestei situații necesită dezvoltarea unor metode de calcul combinate.

Recunoașterea modelelor poate fi considerată ca sarcina de a estima densitatea distribuțiilor într-un spațiu multidimensional, urmată de împărțirea zonei studiate în zone, intrarea în care este interpretată ca atribuirea particulei primare care a generat un anumit EAS la unul sau alt grup de nuclee. Teoretic, cel mai bun este așa-numitul clasificator bayesian, care minimizează probabilitatea erorii de clasificare (Fukunaga, 1972). Cu toate acestea, sunt utilizate și alte metode, în special metoda rețelei neuronale (Bishop, 1995). Utilizarea clasificării evenimentelor individuale (Glasmacher et al, 1999) funcționează cel mai bine atunci când eșantionul studiat a priori conține doar două tipuri diferite de particule (de exemplu, împărțirea în nuclee ușoare și grele). Cu un număr mai mare de grupuri, eficacitatea metodei scade din cauza creșterii erorii de clasificare.

3.2.3 Spectrul de energie GCR conform datelor EAS

Deoarece natura ruperii în spectrul de energie GCR la o energie de ~ 3·10 15 eV nu este încă pe deplin înțeleasă, în prezent este dificil să se propună un model de calcul care să descrie spectrele nucleelor ​​individuale, inclusiv regiunea de rupere, și nu ar ridica îndoieli. Spectrele grupurilor individuale de nuclee obținute în experimentul KASCADE (Horandel, 2003) demonstrează prezența ruperii, iar energia ruperii se dovedește a fi proporțională cu sarcina nucleului. Cu toate acestea, intensitățile spectrelor individuale depind de modelul de interacțiune adoptat, care în prezent nu poate fi stabilit definitiv. Cu toate acestea, analiza datelor din experimente directe și instalații pentru studiul EAS-urilor a făcut posibilă propunerea unui model fenomenologic kink (Horandel, 2003), care descrie cu succes datele experimentale disponibile.
Dependența energetică a fluxului de particule cu sarcină Z este luată în următoarea formă:

Sub energia de rupere EZ, spectrele au forma obișnuită a legii puterii, cu γZ depinzând de Z. Această dependență este determinată din datele de măsurare directă. La energii mult mai mari decât EZ, spectrul este determinat de exponentul γc, cu |γc|>|γZ|. Valoarea lui εc determină cât de bruscă are loc trecerea de la un mod la altul. Parametrii EZ, γc și εc sunt determinați din analiza datelor din instalația KASCAD.

Cel mai interesant rezultat al acestei analize pare a fi următorul. În ciuda prezenței unei dependențe de model a valorilor I 0Z, spectrul tuturor particulelor practic nu dezvăluie o astfel de dependență. În plus, extrapolarea datelor de măsurare directă în conformitate cu forma presupusă a spectrelor de energie I Z (E) se potrivește bine cu rezultatele obținute prin analiza datelor dintr-un număr mare de instalații EAS, mai ales dacă unele renormalizări ale spectrelor de energie GCR reconstruite din EAS datele sunt efectuate (vezi Fig. Fig. 15). În acest caz, de regulă, este suficientă o modificare a energiei de doar câteva procente. Valorile optime ale EZ, γc și εc sunt egale cu: EZ=Z Ep, unde Er=(4,51±0,52) PeV; yc=–4,68±0,23; εc=1,87±0,18.

Orez. 15 Spectrele de energie diferențială ale tuturor particulelor.

Astfel, indicatorii spectrelor parțiale după pauză cresc cu aproape 2,0. Valoarea εc≈2 corespunde regiunii de tranziție de la γZ la γc, care ocupă aproximativ jumătate de ordin de mărime. Ținând cont de prezența în GCR a elementelor până la uraniu, care suferă o întrerupere la o energie de ~4,10 17 eV, modelul fenomenologic propus face posibilă descrierea spectrului energetic al GCR, aproximativ până la energia indicată. La energii mari trebuie să presupunem că razele cosmice au o origine diferită, cel mai probabil extragalactică.

3.3 Rezultatele studiului anizotropiei CR

Una dintre principalele caracteristici ale CL este posibila lor anizotropie. Măsurătorile anizotropiei sunt importante din punctul de vedere al identificării distribuției spațiale a surselor din Galaxie și al naturii mișcării particulelor încărcate relativiste. Informațiile despre anizotropie sunt de interes deosebit pentru interpretarea rupturii în spectrul energetic al GCR-urilor la E 0 ≈ 3·10 15 eV.
Una dintre sursele anizotropiei este anizotropia asociată cu mișcarea particulară a sistemului solar în raport cu masa totală a stelelor, gazul interstelar și câmpul magnetic la scară largă al Galaxiei (efectul Compton-Gätting). Anizotropia rezultată este de ordinul σ ≈3·10 -4. Alte motive pentru apariția anizotropiei se datorează ieșirii generale a razelor cosmice generate în Galaxia noastră în spațiul metagalactic fără un rol semnificativ al fluxului invers și contribuția surselor individuale din apropiere (pulsari, rămășițe de supernova).

Informații fiabile despre anizotropia razelor cosmice din galaxie folosind măsurători la sol pot fi obținute numai pentru particulele cu energii mai mari de 5·10 11 –10 12 eV, deoarece mișcarea particulelor cu energii inferioare este puternic distorsionată de câmpul magnetic a sistemului solar.
Studiul anizotropiei CR se bazează de obicei pe o analiză a dependenței intensității lor I(t) de timpul sideral t. Intensitatea poate fi reprezentată ca o serie Fourier:

unde A 0 este componenta izotropă, ω = 2π/T, T este durata zilei siderale, An este amplitudinea și φn este faza celei de-a n-a armonice. De obicei, se limitează la găsirea A1 și φ1, împărțind întreaga perioadă de măsurare în intervale separate, în care diferențele de temperatură și barometrie sunt relativ mici.
(Coeficientul barometric este de 1% la 1 mm Hg, iar coeficientul de temperatură este de aproximativ 1% la 10 C. Prin urmare, atunci când se studiază încălcarea anizotropiei cu o eroare de ordinul unui procent, este necesară o contabilizare precisă a efectelor barometrice și ale temperaturii. .)
Din definiția anizotropiei

Iar expresiile pentru I(t), neglijând armonicile de ordinul doi și superior, obținem

Utilizarea modelelor de difuzie pentru a calcula anizotropia este limitată, deoarece anizotropia poate fi determinată în mare măsură de structura locală a câmpului magnetic din apropierea sistemului solar.
Relația dintre valoarea anizotropiei δ și gradientul de concentrație CR

Apărând în modelul difuziei izotrope, este încălcat din cauza naturii tensorice a difuziei asociată cu „magnetizarea” gazului CR relativist.

Rezultatele măsurătorilor de anizotropie: amplitudinea primei armonice A și faza ei φ, adică direcția până la intensitatea maximă, sunt prezentate în Figura 16 (Ambrosio et al, 2003).

Fig. 16 – Anizotropie CL. Amplitudinea primei armonice (a) și faza ei (b)

Sunt prezentate doar datele cele mai fiabile, pentru care A/σ≥3, unde σ este eroarea pătratică medie. După cum se poate observa din figură, amplitudinea și faza anizotropiei nu prezintă o dependență notabilă de energie până la energia E0≤10 15 eV.
La energii mari, datele disponibile în prezent privind anizotropia CR sunt foarte incerte, în principal din cauza lipsei de statistici, și permit estimarea doar a limitei superioare a anizotropiei. Totuși, aparent, putem vorbi despre o tendință de creștere a anizotropiei și o schimbare a direcției acesteia.

La energiile E ≥ 10 15 eV, anizotropia se datorează în principal ieșirii GCR-urilor din Galaxie din cauza difuziei, iar coeficientul de difuzie depinde de energie ca D~E 0 0,6. La aceste energii, poate exista o contribuție semnificativă la anizotropie din cauza derivării particulelor în câmpul magnetic obișnuit al Galaxiei. Datorită efectului derivării (difuziei Hall) a GCR-urilor (Zirakashvili et al. 1991), în câmpul magnetic regulat general al galaxiei, anizotropia este δ~D(E) și o anizotropie de ~10 -2 este permisă la E0 ≈10 17 eV.

3.4 Raze cosmice la energii peste 10 17 eV

Izolarea razelor cosmice cu energii de peste 10 17 eV într-un punct separat este recomandabilă din două motive. În primul rând, energia de 10 17 eV este energia de limită a izolării particulelor cu o astfel de energie în galaxie prin neomogenități magnetice, care au o scară caracteristică de ~100 pc. În al doilea rând, din punct de vedere experimental, la aceste energii are loc o trecere de la instalațiile compacte EAS, care fac posibilă determinarea numărului total de particule dintr-un duș la nivel de observație, reflectând energia particulei primare, la extins. instalații, în care unul sau altul parametru de clasificare este utilizat pentru a găsi energia primară.
Majoritatea datelor la energii de peste 10 17 eV au fost obținute la instalațiile EAS: Havera Park, Yakutsk, AGASA și folosind detectoare care înregistrează lumina fluorescentă de la atomii de azot excitați în atmosferă: Fly’s Eye și HiRes. Din păcate, instalațiile Havera Park, AGASA și Fly’s Eye au încetat să funcționeze.

Fig. 17 Spectrul energetic diferențial al CL-urilor cu energii peste 10 17 eV.

Figura 17 prezintă spectrele de energie diferențială ale PCR la energii de peste 10 17 eV, măsurate în Yakutsk (Glushkov și colab., 2003), în experimentele AGASA (Sakaki și colab., 2001) și HiRes (Abbasi și colab., 2005).
Din figură se poate observa că intensitatea CL conform datelor grupului Yakut este vizibil mai mare (de 2,5 ori comparativ cu HiRes), iar spectrul este oarecum mai abrupt.
Pe baza întregului set de date experimentale, spectrul de energie este caracterizat de următoarele caracteristici: spectrul se înclină la E-3..3 peste 10 17.7 eV (scădere) și apoi se stabilește la E -2.7 la 10 18.5 eV ( unghiul). Cea mai comună interpretare a gleznei este că peste 10 18,5 eV o nouă populație de raze cosmice de origine extragalactică începe să domine componenta galactică (Cocconi 1996).
Această ipoteză este susținută de date de anizotropie. La o energie de aproximativ 10 17 eV, abaterile de la izotropie sunt mici. Conform datelor din Havera Park (Lloyd-Evans și Watson, 1983) și Yakutsk (Mikhailov și Pravdin, 1997), posibila anizotropie este egală cu: (1,52±0,44)% și, respectiv, (1,35±0,36)%. Cu toate acestea, fazele de anizotropie diferă cu 90º (212º±17º și 123º), așa că rezultatele trebuie tratate cu prudență. La o energie de aproximativ 10 18 eV, distribuția unghiulară a EAS în experimentul AGASA (Hayashida et al, 1999) se corelează cu centrul galactic (anizotropie ~4%), în timp ce la energii mai mari (>410 19 eV) anizotropia dispare. .

Pentru a selecta dintre posibilele modele de origine, informațiile despre compoziția masei sunt de asemenea importante. Rezultatele disponibile sunt foarte incerte. La energii de 10 17 –3 × 10 17 eV, conform datelor de la instalațiile EAS de la Universitatea de Stat din Moscova (Khristiansen et al, 1994) și Fly's Eye (Bird et al, 1993), o îmbogățire a razelor cosmice cu nuclee grele este observat, din cauza unei ruperi a spectrului razelor cosmice la o energie de ~3,10 15 eV. La energii peste 1018 eV (Abbasi et al, 2005) și peste 1019 eV (Shinozaki și colab, 2003), datele nu contrazic ipoteza compoziției protonice a CR.
Trecând la energii extrem de mari, remarcăm faptul aparent stabilit al existenței în CR a particulelor cu o energie mai mare de 10 20 eV, care este semnificativ mai mare decât cutoff-ul spectrului datorită efectului GZK (Greisen, 1966; Zatsepin și Kuzmin, 1966), cauzate de interacțiunea CR cu fotonii relicve. Până în prezent, conform diverselor estimări, au fost înregistrate de la 10 la 20 de evenimente, energia maximă fiind de ~3,10 20 eV.
Pentru a rezolva paradoxul GZK, au fost propuse diverse idei, care vor fi discutate în secțiunea „Originea CL”. Aici notăm una dintre ipotezele asociate cu posibila încălcare a invarianței Lorentz la energii ultra-înalte (Kirzhnits și Chechin, 1971), în cadrul căreia (Coleman și Glashow, 1999) pionii neutri și încărcați pot fi particule stabile la energii peste 1019 eV. și să fie parte din KL primar.

4. PROPAGAREA RAZELOR COSMICE ÎN GALAXIE

4.1 Parametrii de bază ai mediului interstelar

Principalele caracteristici ale mediului interstelar sunt nestationaritatea acestuia și o mare varietate de condiții fizice (Astrophysics KL, 1990). Gazul interstelar, a cărui masă este 5·10 9 M O, există în mai multe modificări. Gazul fierbinte format în urma exploziilor supernovei se caracterizează printr-o densitate n≈3·10 -3 /cm3, o temperatură T≈10 6 K și ocupă o fracțiune de f≈0,2-0,8 în discul galactic. În plus, există un mediu cald între nori (n≈0,1 cm -3, T≈104 K, f≈0,2-0,8), nori de hidrogen atomic (n≈40 cm -3, T≈100 K, f≈0,03) , nori moleculari (n≈200 cm -3, T≈10 K, f≈3·10 -3). Concentrația medie a nucleelor ​​de hidrogen din discul galactic este ≈1 cm-3>.

Majoritatea gazului interstelar al Galaxiei, la fel ca majoritatea stelelor tinere, este concentrat în brațele spiralate ale Galaxiei, a căror lățime în planul galactic este de câteva sute de parsecs. Masele hidrogenului atomic și molecular sunt aproximativ egale (~2·10 9 MO). Gazul fierbinte de pe disc ar trebui să pătrundă și în halou, unde poate conține aproximativ câteva procente din masa totală a gazului; concentrația nucleelor ​​de hidrogen din halo este ≈0,01 / cm 3.
Observațiile efectuate prin diferite metode indică existența unor mișcări aleatorii sesizabile ale mediului interstelar cu o scară maximă de ≈100 pc. Densitatea totală de energie asociată cu mișcările aleatoare este de aproximativ 1 eV/cm -3, adică comparabilă cu densitatea de energie a razelor cosmice.

Distribuția supernovelor în galaxie nu este, de asemenea, uniformă și, pe lângă supernovele individuale, există grupuri de ele. Ca urmare a exploziilor succesive de supernove în cadrul unei asociații de stele OB, apar cavități fierbinți gigantice (superbule) cu dimensiuni de 10 2 -10 3 pc și cu o energie totală eliberată de ordinul 10 54 erg. Frecvența unor astfel de procese în Galaxie este estimată la 10 -4 pe an, iar durata de viață a cavității este de ~107 ani.
Ar trebui de așteptat un nivel crescut de turbulență în caverne, ceea ce oferă oportunități suplimentare pentru accelerarea razelor cosmice (Bykov și Toptygin, 1995).

Procesul de propagare a razelor cosmice în Galaxie depinde în mod evident de structura câmpurilor magnetice. Liniile regulate de câmp se află în planul galactic și merg aproximativ de-a lungul brațelor spiralate. Amplitudinea medie a intensității câmpului este (2-3)·10 -6 G. Componenta aleatorie a câmpului magnetic galactic este caracterizată printr-o scară principală de L≈100 pc și o amplitudine care depășește amplitudinea câmpului regulat, astfel încât () 1/2 /B reg ≈(1-3). Spectrul neomogenităților câmpului magnetic este în prezent necunoscut cu exactitate; cu toate acestea, nu poate fi exclus faptul că acest spectru, ca și spectrul neomogenităților gazelor, este aproape de spectrul Kolmogorov în intervalul de scară de la 10 12 cm la 100 pc. Un câmp magnetic există și într-un halou, iar în literatura de specialitate nu există un singur punct de vedere cu privire la magnitudinea acestuia.

4.2 Difuzia CR în câmpurile magnetice galactice

Am menționat deja mai sus că razele cosmice nu se propagă în linie dreaptă, ci difuzează în câmpurile magnetice ale Galaxiei. Raportul observat experimental al fluxurilor de nuclee luminoase și medii este (pentru nucleele cu energii peste 2,5 GeV/nucleon) NL/NM=0,3±0,05, în timp ce valoarea corespunzătoare pentru stele este 10 -6. În consecință, razele cosmice sunt extrem de îmbogățite în nuclee luminoase și, întrucât acești nuclei sunt practic absenți din surse, apar ca urmare a interacțiunilor nucleelor ​​mai grele. Pentru ca acest lucru să se întâmple, estimările arată că o cantitate de materie x g = (5–10) g/cm2 trebuie să treacă prin mediul interstelar. Această valoare ar trebui comparată cu cantitatea de materie din Galaxie trecută în linie dreaptă x og =ρ·R G ≈0,01 g/cm 2 . Raportul xg/xog≈103, ceea ce înseamnă nevoia de difuzie. La o energie de câțiva GeV per nucleon, durata de viață a razelor cosmice este ≈3,10 7 ani și apoi scade.

În plus, întrucât Sistemul Solar este situat la periferia Galaxiei, în absența difuziei (sau difuziei slabe), fluxul din centrul Galaxiei ar putea depăși semnificativ fluxul din direcția opusă. Dar datele privind anizotropia fluxului de raze cosmice indică faptul că mărimea anizotropiei până la energii de 10 14 eV rămâne mică (difuzia într-un câmp magnetic nu are un caracter scalar, ci tensor. Fie Ni(E,r,t). ) să fie concentrația nucleelor ​​grupului i cu energie E , la distanța r (măsurată, de exemplu, de centrul Galaxiei) la momentul t. Ecuația de difuzie satisfăcută de Ni(E,r,t) are forma

Unde Di este tensorul de difuzie, bi(E) descrie pierderile continue de energie ale particulelor, Ti și Tk sunt duratele de viață ale particulelor în raport cu interacțiunea inelastică, Pki sunt coeficienți de fragmentare care specifică numărul mediu de nuclee din grupul i care apar în interacțiunile inelastice. a nucleelor ​​grupei k, Q(E ,r,t) – funcţie sursă.

Să luăm în considerare cel mai simplu caz în care este posibil să neglijăm interacțiunile nucleare și pierderile continue de energie (aceasta din urmă este aproape întotdeauna adevărată pentru razele cosmice cu energie ultraînaltă, în timp ce neglijarea interacțiunilor nucleare în unele cazuri este inacceptabilă, cum ar fi, de exemplu, atunci când estimarea fluxului de nuclee din grupa L).În aceste condiții, staționar ecuația de difuzie pentru orice grup de nuclee are forma (Astrophysics KL, 1990):

Componentele Dij ale tensorului de difuzie sunt definite astfel:

Dij=(D II -D ⊥)bibj +D⊥δij+DAe ijn b n ,

unde bi=B0i/B0 este componenta vectorului câmp magnetic unitar; D II , D ⊥ și DA sunt coeficienții de difuzie paralelă, perpendiculară și respectiv Hall, δij este simbolul Kronecker, e ijn este tensorul antisimetric absolut, indicele care definește grupul de nuclee este omis.

În condițiile reale ale Galaxiei noastre, rolul cel mai semnificativ îl au coeficienții de difuzie D ⊥ și DA. Rețineți că difuzia Hall „într-o altă limbă” este derivarea particulelor în câmpul magnetic regulat la scară largă al Galaxiei (Ptuskin și colab., 1993). La energii joase, semnificativ mai mici decât energia de 3,10 15 eV, la care se observă o întrerupere a spectrului energetic al GCR, domină D ⊥, iar difuzia scalară obișnuită are loc cu coeficientul de difuzie D=D ⊥ , unde D ⊥ este definită după cum urmează:

D ⊥ ~D ⊥0 (E/3 GeV)m, m=(0,1-0,2).

Coeficientul de difuzie Hall DA este proporțional cu raza Larmor a particulei, adică. DA~E.
Să subliniem o circumstanță importantă inerentă soluțiilor la ecuația de difuzie: dacă coeficientul de difuzie este o funcție de energie, atunci spectrul energetic al razelor cosmice din apropierea Pământului I(E) va fi diferit de spectrul lor în sursele Q(E) , şi anume I(E ~Q(E)/ D(E).
Informații privind dependența energetică a coeficientului de difuzie pot fi obținute prin studierea anizotropiei δ în funcție de energie.

Datele disponibile despre anizotropie în intervalul de energie 10 12 –10 15 eV (vezi Fig. 16) sunt greu de conciliat cu ipoteza că D (și, prin urmare, δ) crește cu energia ca E 0,6-0,7, care este necesar pentru a obțineți spectrul GCR observat experimental din spectrul obținut în modelul accelerației CR pe fronturile de șoc ale cochiliilor de supernove în expansiune cu . Este posibil să scadă puțin cerințele pentru creșterea lui D cu energie (la D~E 0,3) luând în considerare procesul de accelerare suplimentară a particulelor în timpul propagării lor în Galaxie. În același timp, dependența de tip D~E (0,6-0,7) nu contrazice rezultatele studierii dependenței energetice a raportului L/M la energii de până la 10 11 eV/nucleon.

4.3 Influența derivării în câmpul magnetic obișnuit al Galaxiei

O neregulă în spectrul energiei primare la E~3,10 15 eV (vezi Fig. 15) a fost descoperită cu aproximativ 50 de ani în urmă, dar întrebarea despre ce cauzează această ruptură nu a fost încă rezolvată definitiv. Prin urmare, este posibil să se interpreteze îndoire ca rezultat al propagării razelor cosmice în Galaxie. Deoarece existența unei dependențe a coeficientului de difuzie de energie modifică spectrul razelor cosmice față de sursă, rezultatul dorit poate fi obținut dacă până la 3,10 15 eV D(E) depinde slab de E, iar atunci această dependență crește. Deoarece valoarea DA este proporțională cu raza Larmor a particulei, atunci, pornind de la o anumită energie, influența difuziei Hall va domina, iar modul de propagare se va schimba odată cu trecerea la o dependență mai puternică D(E). În această abordare, este posibil să se reproducă corect spectrul de energie primară în intervalul de energie de până la 10 17 eV. La energii mai mari, aproximarea difuziei devine inadecvată și este necesar să se utilizeze modelarea directă a mișcării particulelor încărcate în câmpurile magnetice ale Galaxiei.
În regiunea energiilor relativ scăzute (E≤10 11 eV), în locul aproximării difuziei, se folosește un model omogen (altfel numit model leaky box), care este o versiune simplificată a celui de difuzie (Astrophysics KL, 1990). ). În modelul omogen, al doilea termen al ecuației de difuzie este înlocuit cu Ni(T)/T CR (hom), unde parametrul T CR (hom) reprezintă timpul caracteristic de ieșire a razelor cosmice din Galaxie. Se crede că difuzia are loc destul de repede, iar concentrația razelor cosmice în Galaxie este în general constantă.
Un model omogen poate fi obținut formal ca caz limitativ al unui model de difuzie în condițiile unei scurgeri slabe a particulelor din sistem. Calculele în cadrul unui model omogen se dovedesc a fi mult mai simple decât procesul de rezolvare a ecuațiilor de difuzie, ceea ce este motivul pentru popularitatea sa largă, cu toate acestea, utilizarea unui model de difuzie este, desigur, mai de preferat.

4.4 Difuzia fractală

În ultimii ani, s-au răspândit ideile (Lagutin și Tyumantsev 2003) conform cărora difuzia în Galaxie ar trebui considerată mai degrabă ca difuzie într-un mediu de tip fractal, decât ca difuzie „obișnuită” într-un mediu cu parametri continui. Baza acestei abordări este prezența neomogenităților în distribuția spațială a materiei și, în consecință, a câmpurilor magnetice din Galaxie. Este extrem de important ca neomogenitățile menționate, care provoacă mișcarea haotică a razelor cosmice, să fie observate la diferite scări. Toate acestea stimulează dezvoltarea de noi abordări ale propagării razelor cosmice în Galaxie. În special, acceptarea presupunerii că distribuția eterogenităților este de natură fractală înseamnă că este necesar să se treacă de la difuzia obișnuită într-un mediu omogen sau cvasi-omogen la difuzia într-un mediu de tip fractal (așa-numita difuzie anormală). Abordarea descrisă este dezvoltată cu succes, însă, până în prezent, munca în această direcție nu a dus la abandonarea aparatului matematic tradițional.

5. ORIGINEA RAZELOR COSMICE

Dacă ținem cont de întreaga gamă energetică în care sunt observate razele cosmice, atunci, desigur, ar trebui să recunoaștem că nu există o teorie completă a acestei probleme. Chiar și în ceea ce privește originea GCR, cu greu este posibil în prezent să se pretindă mai mult decât crearea unor modele rezonabile care explică faptele cele mai semnificative.
Acestea ar trebui, în primul rând, să includă densitatea energetică a razelor cosmice (~10-12 erg/cm 3), precum și forma legii puterii a spectrului energetic GCR, care nu suferă modificări bruște până la o energie. de ~3 10 15 eV, unde indicele spectrului de energie diferenţială al tuturor particulelor se modifică de la -2,7 la -3,1.

5.1 Exploziile de supernove ca sursă principală de raze cosmice galactice

Cerințele pentru puterea energetică a surselor generatoare de raze cosmice sunt foarte mari, astfel încât stelele obișnuite din Galaxie nu le pot satisface (puterea PCR este de aproximativ 3·10 40 erg/sec). Cu toate acestea, o astfel de putere poate fi obținută din exploziile supernovei (această idee a fost exprimată cu aproximativ 50 de ani în urmă (Ginzburg și Syrovatsky, 1963)). Dacă energia este eliberată în timpul unei explozii, ~10 51 erg, și exploziile au loc cu o frecvență de 1 dată în 30–100 de ani, atunci puterea generată în timpul exploziilor de supernove este de ~ 10 42 erg/cm3 și doar câteva sunt suficiente pentru a furnizează puterea necesară a razelor cosmice la sută din energia fulgerului.
Problema formării spectrului de energie observat experimental al GCR-urilor este departe de a fi trivială. Este necesar să se transfere energia macroscopică a plasmei magnetizate (învelișul în expansiune al unei supernove care explodează) către particule individuale încărcate, asigurând în același timp o distribuție a energiei care diferă semnificativ de cea termică.

5.2 Model standard al accelerației CR prin unde de șoc

Cel mai probabil mecanism pentru accelerarea GCR la o energie de ~ 10 15 eV, și posibil mai mare, pare să fie următorul. Mișcarea carcasei ejectate în timpul exploziei generează o undă de șoc în mediul interstelar din jur. Propagarea prin difuzie a particulelor încărcate capturate în procesul de accelerare le permite să traverseze în mod repetat frontul undei de șoc (Krymsky, 1977). Fiecare pereche de intersecții succesive crește energia particulei proporțional cu energia deja obținută (mecanismul propus de Fermi), ceea ce duce la accelerarea GCR. Pe măsură ce numărul de intersecții ale frontului undelor de șoc crește, crește probabilitatea de a părăsi regiunea de accelerație, astfel încât numărul de particule scade pe măsură ce energia crește într-un mod aproximativ conform legii puterii. Accelerația se dovedește a fi foarte eficientă, iar spectrul particulelor accelerate este greu: ~E -2 până la ~Emax – energia maximă realizabilă a particulelor accelerate.
Prin urmare, este necesar să se țină seama de efectul invers al razelor cosmice (rolul cel mai semnificativ al protonilor, deoarece nucleele mai grele pot fi considerate impurități mici) asupra mediului, ducând la modificarea undei de șoc și la apariția, în pe lângă frontul termic obișnuit, de secțiune prelungită netedă, așa-numitul prefront. Această modificare, la rândul său, afectează spectrul razelor cosmice. Astfel, în cazul general, este imposibil să se utilizeze o aproximare atunci când influența inversă a razelor cosmice asupra mediului nu este luată în considerare și este necesar să se utilizeze o soluție auto-consecventă, al cărei proces nu a fost încă complet elaborate (în sensul că, poate, toți factorii necesari nu au fost încă luați în considerare pe deplin) . O reflectare a acestei circumstanțe este creșterea aproape continuă observată în ultimii 10 ani în estimarea teoretică a energiei maxime realizabile. Astfel, în lucrare (Berezhko și Ksenofontov, 1999) este dată următoarea estimare pentru energia maximă realizabilă Emax:

Emax=5 10 14 Z (E SN /10 51 erg)1/2 (M ej /1,4 M O) -1/6 (N H /3 10 -3 cm -3)1/3 (B 0 /3 μG), eV,

Unde Z este sarcina particulei accelerate, E SN este energia de flare, Mej este masa învelișului ejectat, NH este concentrația atomilor de hidrogen, B 0 este puterea câmpului magnetic. Concordanța dintre rezultatele calculului (Berezhko, 2001) și spectrele experimentale (Shibata, 1995), după cum se poate observa din Fig. 18, este destul de bună.

Formula de mai sus presupune utilizarea limitei Bohm pentru coeficientul de difuzie D B =(1/3)?R L .c, unde R L este raza Larmor a particulei.
Validitatea acestei aproximări tradiționale, în general, nu este evidentă și poate fi pusă la îndoială. Rețineți că în aproximarea care nu ia în considerare influența inversă a razelor cosmice asupra undei de șoc, estimarea Emax este cu aproximativ un ordin de mărime mai mică. Timpul de accelerare ajunge la ~104 ani, dar eficiența acestuia (înțeleasă ca posibilitatea de a genera particule cu o energie apropiată de Emax) scade cu timpul, deci timpul în care particulele cu cele mai mari energii pot fi accelerate este de ~103 ani.

Fig. 18. Intensitatea CR lângă Pământ în funcție de energia cinetică. Curbe – calcul, puncte – date experimentale.

Din formula rezultă, de asemenea, că prin modificarea caracteristicilor erupțiilor (de exemplu, energia eliberată în timpul așa-numitelor erupții Hypernova poate depăși semnificativ 10 51 erg) și ținând cont de distribuția erupțiilor peste ESN, limita Emax poate fi crescut semnificativ. În plus, unda de șoc se poate propaga nu în mediul interstelar mediu, ci într-un mediu modulat de vântul stelar emis anterior și caracterizat printr-o intensitate semnificativ mai mare a câmpului magnetic (ca în stelele Wolf-Rayet). În cele din urmă, ținând cont de faptul că instabilitatea de curgere a particulelor accelerate în prefronta undei de șoc duce la apariția unei turbulențe magnetodinamice puternice, care de asemenea crește energia maximă a particulelor accelerate. Ca urmare, nu se poate exclude ca estimarea să poată fi mărită la Emax~10 17 .Z eV.

Situația cu detectarea experimentală a accelerației prin unde de șoc nu pare acum destul de sigură. În special, analiza datelor gamma-astronomiei arată că exploziile de raze gamma de energii mari (~1 TeV) nu sunt întotdeauna observate din resturile de supernova din apropiere și, dimpotrivă, există surse de cuante gamma de înaltă energie care nu sunt vizibile nici în intervale optice sau de raze X. Prin urmare, este posibil ca originea GCR-urilor să nu se datoreze exclusiv exploziilor de supernove.
De remarcat că spectrul calculat al razelor cosmice, până la energia maximă realizabilă, se dovedește a fi foarte greu (E -2), astfel încât să se compenseze diferența dintre teoretic (-2) și experimental (-2,7). ) indicatorilor de spectru, este necesară o înmuiere semnificativă a spectrului de energie în timpul propagării razelor cosmice din surse. O astfel de înmuiere poate fi realizată dacă coeficientul de difuzie D~E 0,7, dar această ipoteză duce la o anizotropie GCR excesiv de puternică la energii mai mici de 1014 eV, ceea ce contrazice datele experimentale. Prin urmare, pare mai firesc să existe o dependență de tipul D~E 0,3 (care corespunde aproximativ spectrului de turbulență Kolmogorov) și să se țină cont de accelerația suplimentară a particulelor în timpul procesului de propagare.

Se poate afirma că odată cu alegerea corectă a parametrilor de injecție (încă nu a fost creată o teorie riguroasă a injectării), care determină numărul de particule injectate și viteza acestora și ținând cont de înclinarea spectrului GCR față de spectrul din sursele datorate dependenței coeficientului de difuzie de energie, teoria accelerației GCR pe undele de șoc face posibilă descrierea bine a spectrului energetic al protonilor și nucleelor ​​până la energia corespunzătoare ruperii spectrului.
După cum s-a menționat mai sus, exploziile de vernovă pot avea loc în asocieri de stele O și B și, în acest caz, exploziile se dovedesc a fi corelate în timp și spațiu (durata de viață a asociațiilor este de ~107 ani, numărul lor ajunge la câteva mii și frecvenţa exploziilor este estimată la 10 -5 – 10 -6 pe an). Rezultatul este formarea unei cavități (superbulă) cu plasmă fierbinte de joasă densitate și dimensiuni care ajung la sute de parsecs. În această cavernă se pot genera câmpuri magnetice aleatorii cu scale L până la câteva parsec-uri și amplitudini B de zeci de microgauss. La energiile care nu depășesc Emax, accelerația este efectuată de unde de șoc individuale, iar la energiile care depășesc Emax, accelerația este efectuată de un ansamblu de unde de șoc și câmpuri magnetice existente în cavernă (Bykov și Toptygin, 1995). Modelul de accelerație în asociațiile de supernove ne permite să explicăm calitativ spectrul GCR în intervalul de energie 1015–1018 eV. În această abordare, întreruperea spectrului de energie GCR este interpretată ca o schimbare a regimului de accelerație.

5.3 Alte mecanisme de accelerare

Când discutăm despre exploziile supernovei, trebuie remarcat faptul că accelerația GCR poate avea loc nu numai în învelișurile lor în expansiune, ci și în timpul evoluției rămășițelor stelelor explodate. Sursa de energie în acest caz este energia de rotație a stelei neutronice, atingând (pentru o masă de 1,4.M O și o rază de 10 6 cm) o valoare de 2·10 50 erg/(T 10) 2, unde T 10 este perioada de rotație în unități de 10 milisecunde. Deoarece câmpul magnetic de pe suprafața stelei atinge 10 12 G, steaua neutronică trebuie să piardă intens energie din cauza radiației dipol magnetice. Cu toate acestea, deoarece frecvența naturală a plasmei din vecinătatea stelei este mult mai mare decât frecvența de rotație a dipolului, nu va exista nicio propagare a undei electromagnetice, iar procesul de accelerare va fi efectuat printr-o undă de șoc staționară. Energia maximă este estimată a fi ~(10 17 –10 18).Z eV, iar timpul efectiv de accelerare este estimat la aproximativ ~10 ani (Gaisser, 1990).

Dacă steaua neutronică face parte dintr-un sistem binar, atunci accelerația poate apărea și datorită procesului de acumulare - fluxul de materie pe suprafața stelei neutronice; în acest caz, accelerația razelor cosmice este asigurată de energia gravitațională.
Datorită faptului că fluxul CR conține particule cu energii care depășesc 10 20 eV, este necesar să se ia în considerare posibilitățile disponibile de accelerare la astfel de energii. Sursa particulelor de astfel de energii, de exemplu, așa cum s-a menționat în (Ptuskin, 1995), poate fi un proces Fermi de ordinul întâi, dar care are loc în timpul unei coliziuni de galaxie. Un astfel de eveniment poate apărea cu o frecvență de aproximativ 1 dată în 5,10 8 ani. Energia maximă realizabilă este estimată la 3,10 19 .Z eV. Procesul de accelerare prin undele de șoc în jeturile generate de nucleele galactice active conduce la o evaluare similară. Aproximativ aceeași cantitate este estimată în modelele legate de luarea în considerare a accelerației undelor de șoc cauzate de acumularea în clustere de galaxii.
Cele mai mari estimări pot fi obținute în cadrul modelului originii cosmologice a exploziilor de raze gamma. În acest model, ca urmare a fuziunii stelelor neutronice sau a găurilor negre, sunt generate unde de șoc ultrarelativiste care se propagă în mediu cu un factor Lorentz Г~10 3 . Energia unui proton în repaus în sistemul de laborator, ca urmare a reflexiei de pe frontul undei de șoc, va crește la valoarea Г 2 Мс 2. Astfel, într-un singur ciclu energia poate crește de 10 6 ori, iar după două cicluri poate ajunge la 10 21 eV.
Ar trebui, totuși, recunoscut că toate estimările de acest fel rămân la un nivel semi-calitativ, iar problemele de obținere a intensității și formei necesare a spectrului energetic al razelor cosmice de ultra-înaltă energie sunt încă în așteptarea unei soluții.

La scurt timp după descoperirea radiației cosmice de fond cu microunde, Greisen (1966) în SUA și Zatsepin și Kuzmin (1966) în URSS au ajuns simultan la concluzia că prezența radiației cosmice de fond cu microunde ar trebui să afecteze cel mai grav forma spectrului energetic. a razelor cosmice de energie extrem de înaltă și anume: ar trebui să apară așa-numita tăietură relictă (sau corp negru) a spectrului în regiunea energiilor extrem de înalte, numită și efect GZK. Când se discută problema surselor de particule cu energii ≥5,10 19 eV, care depășesc pragul efectului GZK, este necesar să se țină cont de faptul că distanțele de la care particulele de astfel de energii pot ajunge pe Pământ sunt aparent limitate de limitele de Superclusterul local de galaxii.
Între timp, nu există galaxii în ea care să aibă avantaje față de galaxia noastră în ceea ce privește capabilitățile de accelerare a razelor cosmice. Dar chiar și ținând cont de distanțele limitate până la surse, rămân destul de mulți candidați pentru rolul surselor de particule de energii extrem de mari.

Sursele de particule de energie extrem de ridicată se pot forma în două grupuri fundamental diferite de scenarii (Nagano și Watson, 2000). Primul grup (de jos în sus) se caracterizează prin prezența accelerației; Mai mult, pentru a depăși limitarea distanțelor la surse, se consideră uneori particule noi care apar din cele obișnuite, dar care nu suferă pierderi care să conducă la apariția limitei GZK. Acest grup ar trebui să includă și modele în care existența unor fluxuri semnificative de particule cu energii peste pragul efectului GZK este asociată cu o încălcare ipotetică a invarianței Lorentz. Al doilea grup (de sus în jos) este format din scenarii care nu necesită accelerare, deoarece în ele CR-urile apar ca urmare a decăderilor sau anihilării așa-numitelor defecte topologice (șiruri cosmice, monopoluri etc.) apărute în primele momente. a expansiunii Universului în legătură cu tranzițiile de fază corespunzătoare separării interacțiunii puternice de electroslab (la o temperatură de 10 15 –10 16 GeV) și apoi separarea interacțiunii electromagnetice de slab (la o temperatură de ~10 2 GeV).

6. CONCLUZIE

Cercetările GCR, care se desfășoară de câteva decenii, nu au condus, însă, la închiderea „punctelor goale” din acest domeniu interesant, deși multe probleme au fost rezolvate cu succes. Se poate afirma, de exemplu, că informațiile acumulate sunt destul de suficiente pentru a evalua contribuția GCR-urilor la fondul de radiații pe orbitele navelor spațiale. Cu toate acestea, pe măsură ce energia particulelor crește, calitatea informațiilor se deteriorează. Luminozitatea insuficientă a instalațiilor utilizate la altitudini mari și în spațiul cosmic nu permite studierea regiunii 10 14 –10 15 eV prin metode directe cu statistici suficiente, ca să nu mai vorbim de mutarea în regiunea energetică în care se produce ruperea spectrului GCR. . Consecința acestei situații este o anumită instabilitate a datelor experimentale, care în regiunea de peste 10 12 eV, după noi experimente, modifică estimările de intensitate cu 20-30%. Prin urmare, sarcina imediată și urgentă rămâne crearea de echipamente cu factori geometrici mari, care să permită studierea regiunii de fractură prin metode directe.

Utilizarea metodelor indirecte (în primul rând studiul EAS-urilor) a făcut posibilă în ultimul deceniu realizarea unor progrese în studiul spectrului energetic al GCR-urilor, deși problema dependenței de model a rezultatelor încă există. În prezent, problema obținerii de spectre ale grupurilor individuale de nuclee a început să găsească o soluție experimentală. Este sigur să presupunem că viitoarea lansare a colisionarului LHC în 2007 va oferi informații despre interacțiunile hadronice până la o energie echivalentă de ~10 17 eV și va reduce semnificativ incertitudinea actuală care apare la extrapolarea modelelor fenomenologice ale interacțiunilor hadronice la energia ultraînaltă. regiune.
Instalațiile EAS de următoarea generație ar trebui să ofere studii de precizie ale spectrului energetic și al compoziției razelor cosmice în regiunea 10 17 –10 19 eV. În această regiune, aparent, există o tranziție de la GCR la CR de origine extragalactică.
De asemenea, se poate spera că în următorii ani se va rezolva definitiv problema existenței efectului GZK, pentru care există acum indicii serioase.

Literatură

Astrofizica razelor cosmice. Ed. V.L. Ginzburg. M.: Știință. 1990. 528 p.
Bazilevskaya G.A., Makhmutov V.S., Svirzhevskaya A.K., Svirzhevsky N.S., Stozhkov Yu.I., Măsurătorile pe termen lung ale razelor cosmice în atmosfera Pământului, Izv. RAS. Ser. fiz., T.69, Nr. 6, P.835-837, 2005.
Baiburina S.A., Borisov A.S., Guseva Z.M. etc. Experimentul „Pamir”. Interacțiunile hadronilor cu raze cosmice de ultra-înaltă energie. M.: Știință. 1984. Proceedings of the Lebedev Physical Institute. T.154. P.3-217. Berezhko E.G., Ksenofontov L.T., Compoziția razelor cosmice accelerate în resturile de supernova, JETP, T.116, P.737-759, 1999.
Bugakov V.V., Belyakov S.A., Grigorov N.L., Gubin Yu.V., Kalinkin L.F., Kakhidze G.P., Rapoport I.D., Savenko I.A., Smirnov A. .V., Shiryaeva V.Ya., Shishkov P.P., Shesterikov V.F., Shesterikov V.F. Yu.V., Principii de proiectare a echipamentelor științifice pentru studiul razelor cosmice de înaltă energie pe stația spațială Proton 4”, Izv. Academia de Științe a URSS, Ser. fiz., T.34, p.1818-1828, 1970.
Bykov A.M., Toptygin I.N., Spectre ale particulelor de înaltă energie generate în asociații OB, Izv. RAS. Ser. Fiz., T.59, Nr. 4, P.162-165, 1995.
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Originea razelor cosmice, M.: Academia de Științe a URSS. 1963. 384 p.
Greisen K., Averse de aer larg răspândite. În: „Fizica razelor cosmice”. Ed. J. Wilson. M.: IL. 1958. T.3. Nr.7-141.
Zatsepin G.T., Kuzmin V.A., Despre limita superioară a spectrului razelor cosmice, Scrisori JETP, T.4, P.114-116, 1966.
Zirakashvili V.N., Klepach E.G., Ptuskin V.S., Rogovaya S.I., Christiansen G.B., Chuvilgin L.G., Diffusion of high-energy cosmic rays in the Galaxy, Izv. Academia de Științe a URSS. Ser. fiz., T.55, pp.2049-2051, 1991.
Kirzhnits D.A., Chechin V.A., Raze cosmice și lungime elementară, Scrisori JETP, T.14, P.261-262, 1971.
Krymsky G.F., Mecanismul obișnuit de accelerare a particulelor încărcate pe frontul undei de șoc., DAN SSSR, T. 234, P.1306-1308, 1977.
Kulikov G.V., Christiansen G.B., Despre spectrul averselor largi de aer după numărul de particule, JETP, T.35, P.635-640, 1958.
Lagutin A.A., Tyumentsev A.G., Spectrele energetice ale razelor cosmice într-un mediu galactic de tip fractal, Izv. RAS. Ser. fiz., T.67, Nr. 4, P.439-442, 2003.
Mikhailov A.A., Pravdin M.I., Căutarea anizotropiei razelor cosmice de energie ultra-înaltă, Scrisori JETP, T.66, P.289-292, 1997.
Nymmik R.A., Model dinamic semi-empiric al fluxurilor de particule ale razelor cosmice galactice. (versiunile ISO și 2005), Model of the Cosmos, SINP MSU, 2006
Christiansen G.B., Kulikov G.V., Fomin Yu.A., Radiații cosmice de ultra-înaltă energie, M.: Atomizdat. 1975. 254 p.
Abbasi R.U., Abu-Zayyad T., Amman J.F., Archbold G.C., Bellido J.A., Belov K., Belz J.W., Bergman D.R., Cao Z., Clay R.W., Măsurarea monoculară a spectrului razelor cosmice UHE cu detectorul FADC al Experimentul HiRes, Astropart.Phys., 23, pp.157-174, 2005.
Ambrosio M. pentru Macro Collaboration, Căutare modulații diurne siderale și solare în setul de date MACRO muoni, Phys. Rev. D 67, 042002 (2003).
Asakimori K., Burnett T.H., Cherry M.L., Chevli K., Christ M.J., Dake S., Derrickson J.H., Fountain W.F., Fuki M., Gregory J.C., Hayashi T., Holynsky R., Iwai J., Iyono A., Johnson J., Kobayashi M., Lord J., Miyamura O., Moon K., H., Nilsen B.S., Oda H., Ogata T., Olson E.D., Parnell T.A., Roberts F.E., Sengupta K., Shiina T. , Strausz S.C., Sugitate T., Takahashi Y., Tominaga T., Watts J.W., Wefel J.P., Wilczynska B., Wilczynski H., Wilkes R.J., Wolter W., Yokomi H. și Zager E., Cosmic ray proton and spectre de heliu: rezultate din experimentul JACEE, Astrophys. J., Vol. 502, pp. 278-283, 1998.
Berezhko E.G., Accelerația particulelor în resturile de supernova, Inv. Rapp. Evidențiați lucrările. 27th ICRC, Hamburg, 2001, pp.226-233.
Bird D.J., Corbato S.C., Dai H.Y., Dawson B.R., Elbert J.W., Gaisser T.K., Huang M.H.A., Kieda D.B., Ko S., Larsen C.G., Loh E.C., Salamon M.H., Smith J.D., Sommervs P., Stane Sommervs P.. . ., Tilav T., Tang J.k.k., Thomas S.B., The cosmic ray composition above 0,1 EeV, în Proc. 23th ICRC, Calgary, 1993, Vol.2, pp.38-42.
Bishop C.M., Rețele neuronale pentru recunoașterea modelelor, Oxford Univ. presa, 1995, 504 p.
Blobel V., Metode de desfășurare în experimentele de fizică de înaltă energie, raport CERN 85-09, pp.88-127, 1985.
Bonino G., Castagnoli G. Cini, Cane D., Taricco C., Bhandari N., Solar modulation of galactic cosmic ray spectre since the minimum Maunder, in Proc. 27th ICRC, Hamburg, 2001, Vol.9, pp.3769-3772. Casaus J. în numele Colaborarii AMS.02. Astrofizica razelor cosmice cu AMS.02, în Proc. 28th ICRC, Tsukuba, 2003, Vol.4, pp.2149-2152.
Cocconi G., Despre cele mai energice raze cosmice, Astropart. Phys., Vol.4, pp.281-283, 1996.
Coleman S., Glashow S.L., Teste de înaltă energie ale invarianței Lorentz, Phys. Rev. D59, 116008 (1999)
Cronin J.W., Raze cosmice: cele mai energetice particule din univers, Rev. Mod. Phys., Vol. 71, pp. 165-172, 1999.
D"Agostini G., O metodă de desfășurare multidimensională bazată pe teorema Bayes, Nucl. Instr. Meth., Vol. A362, pp. 487-498, 1995.
Fukunaga K., Introduction to statistical pattern recognition, N-Y: Academic press, 1972, 592 p.
Gaisser T.K., Raze cosmice și fizica particulelor, Cambridge University. presa, 1990, 279 p.
Glasmacher M.A.K., Catanese M.A., Chantell M.C., Covault C.E., Cronin J.W., Fick B.E., Fortson L.F., Fowler J.W., Green K.D., Kieda D.B. și colab., Spectrul energiei razelor cosmice între 1014 și 1016 eV, Astropart. Phys., Vol.10, pp.291-302, 1999.
Glushkov A.V., Egorova V.P., Ivanov S.P., Knurenko S.P., Kolosov V.A., Krasilnikov A.D., Makarov I.T., Mihailov A.A., Olzoyev V.V., Pisarev V.V., Pravdin M.I., Pravdin M.I., I. Sabourov S.Espect Energy, I.G. a razelor cosmice primare în regiune energetică de 1017 – 1020 eV după datele matricei Yakutsk, în Proc. 28th ICRC, Tsukuba, 2003, Vol.1, pp.389-392.
Gold R., Metoda de desfășurare iterativă pentru matrice de răspuns, Argonne National Lab. Raport. ANL?6984., 1964. 39 p.
Greisen K., Sfârșitul spectrului de raze cosmice?, Phys. Rev. Lett., Vol.16, pp.748-750, 1966. Haungs A., Rebel H., Roth M., Energy spectrum and mass composition of high-energy cosmic rays, Rep. Prog. Phys., Vol.66, pp.1145-1206, 2003.
Hayashida N., Nagano M., Nishikawa D., Ohoka H., Sakaki N., Sasaki M., Takeda M., Teshima M., Torii R., Yamamoto T. et al. Anizotropia direcțiilor de sosire a razelor cosmice în jurul 1018 eV, Astropart. Phys., Vol. 10, pp. 303-311, 1999.
Heber B., Raze cosmice galactice și anomale în heliosferă, lucrări invitate, raportoare și Highlight. 27th ICRC, Hamburg, 2001, pp.118-135.
Heck D., Knapp J., Capdevielle J.N., Schatz G., Thouw T., Forschungszentrum Karlsruhe Report, FZKA 6019, 1998, 90 p.
Hillas A.M., Two interesting techniques for Monte-Carlo simulation of very high energy hadron cascades, in Proc.17th ICRC, Paris, 1981, Vol.8, pp.193-196.
Hillas A.M., Simulare duș: Lecții de la MOCCA, Nucl. Fiz. B (Proc. Suppl.), 52B, 29-42, 1997.
H?randel J.R., Pe genunchi în spectrul energetic al razelor cosmice, Astropart. Phys., Vol.19, pp.193-220, 2003.
Kalmykov N.N., Khristiansen G.B., Raze cosmice ale energiilor superînalte și ultraînalte, J. Phys. G: Nucl. Parte. Phys., Vol. 21, pp. 1279-1301, 1995.
Kalmykov N.N., Ostapchenko S.S., Pavlov A.I., Model de corzi Quark-gluon și probleme de simulare EAS la energii ultra-înalte, Nucl. Fiz. B (Proc. Suppl.), 52B, 17-28, 1997.
Kempa J., Studii cu raze cosmice prin metoda emulsiei. – Tehnici și rezultate, Nucl. Fiz. B. (Proc. Suppl.), Vol.52B, pp.43-55, 1997.
Khristiansen G.B., Fomin Yu.A., Kalmykov N.N., Kulikov G.V., Motova M.V., Ostapchenko S.S., Sulakov V.P., Trubitsyn A.V., Compoziția masei primare a razei cosmice la energii 1015 - 1017 eV, măsurată de matricea MSUpart EAS, ASUstro. Phys., Vol.2, pp.127-136, 1994.
Klages H.O. pentru colaborarea KASCAD, Experimentul extins pentru dușul de aer KASCAD – primele rezultate, în Proc. 25th ICRC, Durban, 1997, Vol.8, pp.297-306.
Lloyd-Evans, Watson A.A., Măsurătorile anizotropiei peste 1015 eV, Discuții invitate. a 8-a Europ. CR Symp. Ed. N. Iucci şi colab. Bologna, 1983, p.81-97.
Nagano M., Watson A.A., Observații și implicații ale razelor cosmice de ultraînaltă energie, Rev. Mod. Phys., Vol.72, No.3, pp.689-732, 2000.
Parker E.N., Trecerea particulelor energetice prin spațiul interplanetar, Planeta. Spaţiu. Sci., Vol. 13, pp. 9-17, 1965.
Ptuskin V.S., Rogovaya S.T., Zirakashvili V.N., Chuvilgin L.G., Khristiansen G.B., Klepach E.G., Kulikov G.V., Diffusion and drift of very high energy cosmic rays in galactic magnetic fields, Astron.?Astroph., pp. , 1993.
Ptuskin V.S., Propagarea razelor cosmice în galaxie, Inv. Rapp. Evidențiați lucrările. 24th ICRC, Roma, 1995, pp.755-764.
Ptuskin V.S., Zirakashvili V.N., Despre spectrul razelor cosmice de înaltă energie produse de rămășițele de supernova în prezența instabilității puternice a razelor cosmice și a disipării undelor, Astron.? Astroph., Vol.429, pp.755-765, 2005.
Roth M., Antoni T., Apel W.D. et al pentru KASCADE Colab., Determinarea energiei primare și a masei în regiunea PeV prin tehnici de desfășurare bayesiană, Nucl. Fiz. B (Proc. Suppl.), Vol.122, pp.317-320, 2003.
Sakaki N., Chikawa M., Fukushima M., Hayashida N., Honda K., Inoue N., Kadota K., Kakimoto F., Kamata K., Kawaguchi S., Kawakami S., Kawasaki Y., Kawasumi N. ., Kusano E., Mahrous A.M., Mase K., Mizobuchi S., Morizane Y., Nagano M., Ohoka H., Sakurai N., Sasaki M., Sasano M., Shinozaki K., Takeda M., Teshima M., Torii R., Tsushima I., Uchihori Y., Yamamoto T., Yoshida S. și Yoshii H., Spectru de energie razelor cosmice peste 3x1018 eV observat cu AGASA, în Proc. 27th ICRC, Hamburg, 2001, Vol.1, pp.333-336.
Sciutto S.J., AIRES: A system for air shower simulations (Versiunea 2.2.0), astro-ph/9911331 (216 pages) Shibata T., Cosmic ray spectrum and composition; observare directă, Inv. Rapp. Evidențiați lucrările. 24th ICRC, Roma, 1995, pp.713-736.
Shinozaki K., Chikawa M., Fukushima M., Hayashida N., Honda K., Inoue N., Kadota K., Kakimoto F., Kamata K., Kawaguchi S., Kawakami S., Kawasaki Y., Kawasumi N. ., Maze K., Mizobuchi S., Nagano M., Ohoka H., Osone S., Sakaki N., Sakurai N., Sasaki M., Sasano M., Shimizu H.M., Takeda M., Teshima M., Torii R., Tsushima I., Uchihori Y., Yamamoto T., Yoshida S. și Yoshii H., Compoziția chimică a razelor cosmice cu energie ultra-înaltă observată de AGASA, în Proc. 28th ICRC, Tsukuba, 2003, Vol.1, pp.401-404.
Simpson J.A., The cosmic radiation: reviewing the present and future, în Proc. 25th ICRC, Durban, 1997, Vol.8, pp.4-23.
Wefel J.P., La energie mai mare: investigații cu balon și satelit în jurul genunchiului, J. Phys. G., Vol.29, pp.821-830, 2003.
Wiebel-Sooth B., Biermann P.L., Meyer H., Raze cosmice. VII. Spectre de elemente individuale: predicție și date, Astron.? Astroph., Vol.330, pp.389-398, 1998.

Accesați alte pagini ale proiectului „SiZiF”

Pentru contact:
[email protected]
primit la SiZiF 05.10.06