Fyzika kozmického žiarenia považovaný za súčasť fyzika vysokých energií A časticová fyzika.
Fyzika kozmického žiareniaštúdium:
- procesy vedúce k vzniku a zrýchleniu kozmického žiarenia;
- častice kozmického žiarenia, ich povaha a vlastnosti;
- javy spôsobené časticami kozmického žiarenia vo vesmíre, atmosfére Zeme a planét.
Štúdium tokov vysokoenergetických nabitých a neutrálnych kozmických častíc dopadajúcich na hranicu zemskej atmosféry je najdôležitejšou experimentálnou úlohou.
Klasifikácia podľa pôvodu kozmického žiarenia:
- mimo našej Galaxie;
- v Galaxii;
- na slnku;
- v medziplanetárnom priestore.
Primárny Je zvykom nazývať extragalaktické, galaktické a slnečné kozmické žiarenie.
Sekundárne Kozmické žiarenie sa zvyčajne nazýva prúdy častíc, ktoré vznikajú pod vplyvom primárneho kozmického žiarenia v zemskej atmosfére a sú registrované na zemskom povrchu.
Kozmické žiarenie je súčasťou prirodzeného žiarenia (žiarenia pozadia) na povrchu Zeme a v atmosfére.
Pred vývojom technológie urýchľovačov slúžilo kozmické žiarenie ako jediný zdroj vysokoenergetických elementárnych častíc. Pozitron a mión boli teda prvýkrát nájdené v kozmickom žiarení.
Energetické spektrum kozmického žiarenia pozostáva zo 43 % energie z protónov, ďalších 23 % z energie jadier hélia (častice alfa) a 34 % z energie prenášanej inými časticami [ ] .
Podľa počtu častíc tvorí kozmické žiarenie 92 % protónov, 6 % jadier hélia, asi 1 % ťažších prvkov a asi 1 % elektrónov. Pri štúdiu zdrojov kozmického žiarenia mimo Slnečnej sústavy sa protónovo-jadrová zložka deteguje najmä tokom gama žiarenia, ktorý vytvára orbitálnymi gama ďalekohľadmi, a elektrónová zložka sa deteguje synchrotrónovým žiarením, ktoré vytvára, ku ktorému dochádza v rádiový rozsah (najmä pri metrových vlnách - pri žiarení v magnetickom poli medzihviezdneho prostredia) a so silnými magnetickými poľami v oblasti zdroja kozmického žiarenia - a do vyšších frekvenčných rozsahov. Elektronickú súčiastku je preto možné detekovať aj pozemnými astronomickými prístrojmi.
Častice pozorované v kozmickom žiarení sa tradične delia do nasledujúcich skupín: p (Z = 1), (\displaystyle (Z=1),) α (Z = 2), (\displaystyle (Z=2),) L (Z = 3...5) , (\displaystyle (Z=3...5),) M (Z = 6...9) , (\displaystyle (Z=6...9),) H (Z ⩾ 10) , (\displaystyle (Z\geqslant 10),) VH (Z ⩾ 20) (\displaystyle (Z\geqslant 20))(resp. protóny, častice alfa, ľahké, stredné, ťažké a superťažké). Charakteristickým znakom chemického zloženia primárneho kozmického žiarenia je anomálne vysoký (niekoľkotisíckrát) obsah jadier skupiny L (lítium, berýlium, bór) v porovnaní so zložením hviezd a medzihviezdneho plynu. Tento jav sa vysvetľuje skutočnosťou, že mechanizmus tvorby kozmických častíc urýchľuje predovšetkým ťažké jadrá, ktoré sa pri interakcii s protónmi medzihviezdneho média rozpadajú na ľahšie jadrá. Tento predpoklad potvrdzuje skutočnosť, že kozmické žiarenie má veľmi vysoký stupeň izotropie.
História fyziky kozmického žiarenia
Prvý údaj o možnosti existencie ionizujúceho žiarenia mimozemského pôvodu bol získaný začiatkom 20. storočia pri experimentoch skúmajúcich vodivosť plynov. Zistený spontánny elektrický prúd v plyne sa nedal vysvetliť ionizáciou vznikajúcou prirodzenou rádioaktivitou Zeme. Pozorované žiarenie sa ukázalo byť natoľko prenikavé, že v ionizačných komorách, tienených hrubými vrstvami olova, bol stále pozorovaný zvyškový prúd. V rokoch 1911-1912 sa uskutočnilo množstvo experimentov s ionizačnými komorami na balónoch. Hess zistil, že žiarenie sa zvyšuje s nadmorskou výškou, zatiaľ čo ionizácia spôsobená rádioaktivitou Zeme by mala s nadmorskou výškou klesať. Colhersterove experimenty dokázali, že toto žiarenie smeruje zhora nadol.
V rokoch 1921-1925 americký fyzik Millikan pri štúdiu absorpcie kozmického žiarenia v zemskej atmosfére v závislosti od pozorovacej nadmorskej výšky zistil, že v olove sa toto žiarenie absorbuje rovnako ako gama žiarenie z jadier. Millikan bol prvý, kto toto žiarenie nazval kozmické lúče.
V roku 1925 sovietski fyzici L.A.Tuvim a L.V.Mysovsky zmerali absorpciu kozmického žiarenia vo vode: ukázalo sa, že toto žiarenie bolo absorbované desaťkrát menej ako gama žiarenie jadier. Mysovsky a Tuwim tiež zistili, že intenzita žiarenia závisí od barometrického tlaku - objavili „barometrický efekt“. Experimenty D. V. Skobeltsyna s oblakovou komorou umiestnenou v konštantnom magnetickom poli umožnili „vidieť“ vďaka ionizácii stopy (stopy) kozmických častíc. D. V. Skobeltsyn objavil spŕšky kozmických častíc.
Experimenty s kozmickým žiarením umožnili urobiť množstvo zásadných objavov pre fyziku mikrosveta.
Kozmické žiarenie s ultra vysokou energiou
Energia niektorých častíc (napríklad častice Oh-My-God) prekračuje hranicu GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - teoretickú energetickú hranicu pre kozmické žiarenie. 5⋅10 19 eV, spôsobené ich interakciou s fotónmi kozmického mikrovlnného žiarenia pozadia. Niekoľko desiatok takýchto častíc zaznamenalo observatórium AGASA v priebehu roka. (Angličtina)ruský. Tieto pozorovania zatiaľ nemajú dostatočne podložené vedecké vysvetlenie.
Detekcia kozmického žiarenia
Dlho po objavení kozmického žiarenia sa spôsoby jeho registrácie nelíšili od metód registrácie častíc v urýchľovačoch, najčastejšie počítadlách plynových výbojov alebo jadrových fotografických emulziách vynesených do stratosféry alebo do kozmického priestoru. Táto metóda však neumožňuje systematické pozorovanie vysokoenergetických častíc, pretože sa objavujú pomerne zriedkavo a priestor, v ktorom môže takéto počítadlo vykonávať pozorovania, je obmedzený jeho veľkosťou.
Moderné observatóriá fungujú na rôznych princípoch. Keď vysokoenergetická častica vstúpi do atmosféry, interaguje s atómami vzduchu v prvých 100 g/cm², čo vedie k vzniku prívalu častíc, najmä piónov a miónov, z ktorých sa zase rodia ďalšie častice atď. . Vznikne kužeľ častíc, ktorý sa nazýva sprcha. Takéto častice sa pohybujú rýchlosťou presahujúcou rýchlosť svetla vo vzduchu, výsledkom čoho je Čerenkovova žiara, ktorú detegujú teleskopy. Táto technika umožňuje monitorovať oblasti oblohy pokrývajúce stovky kilometrov štvorcových.
Dôsledky pre vesmírne lety
Vizuálny fenomén kozmického žiarenia (Angličtina)
Astronauti ISS, keď zatvoria oči, vidia záblesky svetla nie viac ako raz za 3 minúty; možno tento jav súvisí s dopadom vysokoenergetických častíc vstupujúcich do sietnice. Experimentálne sa to však nepotvrdilo, je možné, že tento efekt má výlučne psychologické základy.
Žiarenie
Dlhodobé pôsobenie kozmického žiarenia môže mať veľmi negatívny vplyv na ľudské zdravie. Pre ďalšiu expanziu ľudstva na ďalšie planéty slnečnej sústavy by sa mala vyvinúť spoľahlivá ochrana proti takýmto nebezpečenstvám – vedci z Ruska a USA už hľadajú spôsoby, ako tento problém vyriešiť.
Doktor fyzikálnych a matematických vied B. CHRENOV, Vedecký výskumný ústav jadrovej fyziky pomenovaný po D. V. Skobeltsyn, Moskovská štátna univerzita. M. V. Lomonosov.
Krabia hmlovina, skúmaná v lúčoch rôznych vlnových dĺžok. Modrá farba - röntgenové žiarenie (NASA, Chandra X-ray Observatory), zelená - optický rozsah (NASA, Hubble Observatory), červená - infračervené žiarenie (ESA, Observatory
Inštalácia HESS v Namíbii.
Energetické spektrum gama lúčov z kraba, merané na zariadení HESS (priama čiara sa približuje tomuto spektru). Tok gama kvánt s prahovou energiou 1 TeV sa rovná (2,26 ± 0,08) x 10 -11 cm -2·S -1.
Rozloženie smeru príchodu gama žiarenia s energiou 1-10 GeV v galaktických súradniciach podľa údajov satelitu EGRET.
Detektor častíc observatória Pierra Augera.
Atmosférický fluorescenčný detektor: Šesť ďalekohľadov skenuje atmosféru v zornom poli 0-30 O vo výške nad horizontom a v zornom poli 0-180 O v azimute.
Mapa umiestnení detektorov na observatóriu Pierra Augera v provincii Mendoza v Argentíne. Bodky sú detektory častíc.
Vesmírny detektor TUS bude pozorovať ultravysokoenergetické EAS z obežnej dráhy Zeme.
Experimentálne údaje o energetickom spektre kozmického žiarenia v širokom rozsahu energií primárnych častíc. Pre kompaktnú prezentáciu údajov sa intenzita diferenciálneho toku častíc vynásobí hodnotou E3.
Prúd relativistického plynu vyvrhnutý z eliptickej galaxie M87.
Energetické spektrá gama kvánt namerané v inštalácii HESS: trojuholníky - zo zdroja M87, kruhy - z kraba. Tok gama kvánt s prahovou energiou 1 TeV sa rovná (2,26 ± 0,08) x 10 –11 cm –2 s – 1.
Od objavenia kozmického žiarenia - prúdov nabitých častíc pochádzajúcich z hlbín vesmíru uplynulo takmer sto rokov. Odvtedy bolo urobených veľa objavov súvisiacich s kozmickým žiarením, no stále zostáva veľa záhad. Jeden z nich je azda najzaujímavejší: odkiaľ pochádzajú častice s energiou vyššou ako 10 20 eV, teda takmer miliarda biliónov elektrónvoltov, miliónkrát väčšia, ako sa získa v najvýkonnejšom urýchľovači - Large? Hadrónový urýchľovač LHC? Aké sily a polia urýchľujú častice na také monštruózne energie?
Kozmické žiarenie objavil v roku 1912 rakúsky fyzik Victor Hess. Bol zamestnancom Radium Institute vo Viedni a venoval sa výskumu ionizovaných plynov. V tom čase už vedeli, že všetky plyny (vrátane atmosféry) sú vždy mierne ionizované, čo naznačovalo prítomnosť rádioaktívnej látky (ako je rádium) buď v plyne, alebo v blízkosti zariadenia na meranie ionizácie, pravdepodobne v zemskej kôre. Experimenty so zdvíhaním ionizačného detektora v balóne boli koncipované na overenie tohto predpokladu, pretože ionizácia plynu by mala klesať so vzdialenosťou od zemského povrchu. Odpoveď bola opačná: Hess objavil nejaké žiarenie, ktorého intenzita stúpala s nadmorskou výškou. To naznačovalo myšlienku, že pochádza z vesmíru, ale nakoniec sa podarilo dokázať mimozemský pôvod lúčov až po početných experimentoch (W. Hess dostal Nobelovu cenu až v roku 1936). Pripomeňme si, že pojem „žiarenie“ neznamená, že tieto lúče sú čisto elektromagnetickej povahy (ako slnečné svetlo, rádiové vlny alebo röntgenové lúče); bola použitá na objavenie javu, ktorého povaha ešte nebola známa. A hoci sa čoskoro ukázalo, že hlavnou zložkou kozmického žiarenia sú urýchlené nabité častice, protóny, tento pojem zostal zachovaný. Štúdium nového fenoménu začalo rýchlo prinášať výsledky, ktoré sa zvyčajne považujú za „špičkovú špičku vedy“.
Objav kozmických častíc s veľmi vysokou energiou bezprostredne (dávno pred vytvorením protónového urýchľovača) vyvolal otázku: aký je mechanizmus urýchľovania nabitých častíc v astrofyzikálnych objektoch? Dnes vieme, že odpoveď sa ukázala ako netriviálna: prírodný, „kozmický“ urýchľovač sa radikálne líši od urýchľovačov vyrobených človekom.
Čoskoro sa ukázalo, že kozmické protóny, ktoré lietajú hmotou, interagujú s jadrami jej atómov, čím sa rodia dovtedy neznáme nestabilné elementárne častice (boli pozorované predovšetkým v zemskej atmosfére). Štúdium mechanizmu ich zrodu otvorilo plodnú cestu pre zostavenie taxonómie elementárnych častíc. v laboratóriu sa protóny a elektróny naučili zrýchľovať a produkovať ich obrovské toky, neporovnateľne hustejšie ako v kozmickom žiarení. V konečnom dôsledku to boli experimenty na interakcii častíc, ktoré prijímali energiu v urýchľovačoch, ktoré viedli k vytvoreniu moderného obrazu mikrosveta.
V roku 1938 objavil francúzsky fyzik Pierre Auger pozoruhodný jav – spŕšky sekundárnych kozmických častíc, ktoré vznikajú ako výsledok interakcie primárnych protónov a jadier extrémne vysokých energií s jadrami atmosférických atómov. Ukázalo sa, že v spektre kozmického žiarenia sa nachádzajú častice s energiou rádovo 10 15 -10 18 eV - miliónkrát väčšou, ako je energia častíc urýchlených v laboratóriu. Akademik Dmitrij Vladimirovič Skobelcyn pripisoval štúdiu takýchto častíc mimoriadny význam a bezprostredne po vojne v roku 1947 spolu so svojimi najbližšími kolegami G. T. Zatsepinom a N. A. Dobrotinom zorganizoval komplexné štúdie kaskád sekundárnych častíc v atmosfére, nazývaných rozsiahle vzdušné sprchy ( EAS). Históriu prvých štúdií kozmického žiarenia možno nájsť v knihách N. Dobrotinu a V. Rossiho. V priebehu času sa škola D. V. Skobeltsyna rozrástla na jednu z najsilnejších na svete a na mnoho rokov určovala hlavné smery v štúdiu kozmického žiarenia s ultravysokou energiou. Jej metódy umožnili rozšíriť rozsah skúmaných energií z 10 9 -10 13 eV, zaznamenaných na balónoch a satelitoch, na 10 13 -10 20 eV. Dva aspekty urobili tieto štúdie obzvlášť atraktívnymi.
Po prvé, bolo možné použiť vysokoenergetické protóny vytvorené samotnou prírodou na štúdium ich interakcie s jadrami atmosférických atómov a dešifrovanie najjemnejšej štruktúry elementárnych častíc.
Po druhé, bolo možné nájsť objekty vo vesmíre schopné urýchliť častice na extrémne vysoké energie.
Prvý aspekt sa ukázal byť nie taký plodný, ako sa očakávalo: štúdium jemnej štruktúry elementárnych častíc si vyžadovalo oveľa viac údajov o interakcii protónov, ako môže poskytnúť kozmické žiarenie. Významný príspevok k pochopeniu mikrosveta zároveň priniesol aj výskum závislosti najvšeobecnejších charakteristík interakcie protónov od ich energie. Práve počas štúdia EAS bola objavená vlastnosť v závislosti počtu sekundárnych častíc a ich rozloženia energie od energie primárnej častice, ktorá súvisí s kvark-gluónovou štruktúrou elementárnych častíc. Tieto údaje boli neskôr potvrdené v experimentoch na urýchľovačoch.
Dnes sú skonštruované spoľahlivé modely interakcie kozmického žiarenia s jadrami atmosférických atómov, ktoré umožnili skúmať energetické spektrum a zloženie ich primárnych častíc najvyšších energií. Ukázalo sa, že kozmické žiarenie nehrá v dynamike vývoja Galaxie menšiu úlohu ako jeho polia a toky medzihviezdneho plynu: špecifická energia kozmického žiarenia, plynu a magnetického poľa je približne rovná 1 eV na cm3. Pri takejto rovnováhe energie v medzihviezdnom prostredí je prirodzené predpokladať, že zrýchlenie častíc kozmického žiarenia sa s najväčšou pravdepodobnosťou vyskytuje v tých istých objektoch, ktoré sú zodpovedné za zahrievanie a uvoľňovanie plynu, napríklad v novách a supernovách počas ich výbuchu.
Prvý mechanizmus zrýchlenia kozmického žiarenia navrhol Enrico Fermi pre protóny chaoticky kolidujúce s magnetizovanými oblakmi medzihviezdnej plazmy, ale nedokázal vysvetliť všetky experimentálne údaje. V roku 1977 akademik Hermogenes Filippovich Krymsky ukázal, že tento mechanizmus by mal oveľa silnejšie urýchliť častice vo zvyškoch supernov na frontoch rázových vĺn, ktorých rýchlosti sú rádovo vyššie ako rýchlosti oblakov. Dnes sa spoľahlivo ukázalo, že najúčinnejší je mechanizmus urýchľovania kozmických protónov a jadier rázovou vlnou v obaloch supernov. Je však nepravdepodobné, že by ho bolo možné reprodukovať v laboratórnych podmienkach: zrýchlenie nastáva relatívne pomaly a vyžaduje obrovské množstvo energie na zadržanie zrýchlených častíc. V škrupinách supernov existujú tieto podmienky v dôsledku samotnej povahy výbuchu. Je pozoruhodné, že k zrýchleniu kozmického žiarenia dochádza v jedinečnom astrofyzikálnom objekte, ktorý je zodpovedný za syntézu ťažkých jadier (ťažších ako hélium) skutočne prítomných v kozmickom žiarení.
V našej Galaxii je známych niekoľko supernov starých menej ako tisíc rokov, ktoré boli pozorované voľným okom. Najznámejšie sú Krabia hmlovina v súhvezdí Býka („Krab“ je pozostatok po výbuchu supernovy v roku 1054, zaznamenaný vo východných kronikách), Cassiopeia-A (v roku 1572 ju pozoroval astronóm Tycho Brahe) a Keplerova supernova. v súhvezdí Ophiuchus (1680). Priemery ich obalov sú dnes 5 až 10 svetelných rokov (1 svetelný rok = 10 16 m), to znamená, že sa rozširujú rýchlosťou rádovo 0,01 rýchlosti svetla a nachádzajú sa vo vzdialenostiach približne desaťtisíc svetla. rokov od Zeme. Škrupiny supernov ("hmlovín") boli pozorované v optických, rádiových, röntgenových a gama lúčoch vesmírnymi observatóriami Chandra, Hubble a Spitzer. Spoľahlivo ukázali, že v obaloch skutočne dochádza k zrýchleniu elektrónov a protónov sprevádzaných röntgenovým žiarením.
Asi 60 zvyškov supernov mladších ako 2000 rokov by mohlo vyplniť medzihviezdny priestor kozmickým žiarením s nameranou špecifickou energiou (~1 eV na cm 3), pričom je ich známych menej ako desať. Tento nedostatok sa vysvetľuje tým, že v rovine Galaxie, kde sú sústredené hviezdy a supernovy, je veľa prachu, ktorý neprepúšťa svetlo k pozorovateľovi na Zemi. Pozorovania v röntgenovom a gama žiarení, pre ktoré je prachová vrstva priehľadná, umožnili rozšíriť zoznam pozorovaných „mladých“ obalov supernov. Najnovšia z týchto novoobjavených škrupín bola Supernova G1.9+0.3, pozorovaná röntgenovým teleskopom Chandra od januára 2008. Odhady veľkosti a rýchlosti expanzie jeho plášťa naznačujú, že vzplanul približne pred 140 rokmi, ale nebol viditeľný v optickom dosahu kvôli úplnej absorpcii jeho svetla prachovou vrstvou Galaxie.
Údaje o explodujúcich supernovách v našej galaxii Mliečna dráha dopĺňajú oveľa bohatšie štatistiky o supernovách v iných galaxiách. Priamym potvrdením prítomnosti urýchlených protónov a jadier je gama žiarenie s vysoko energetickými fotónmi, ktoré je výsledkom rozpadu neutrálnych piónov - produktov interakcie protónov (a jadier) so zdrojovou hmotou. Takéto fotóny s najvyššími energiami sú pozorované pomocou ďalekohľadov, ktoré zaznamenávajú Vavilov-Čerenkovovu žiaru vyžarovanú sekundárnymi časticami EAS. Najpokročilejším prístrojom tohto typu je sústava šiestich teleskopov vytvorená v spolupráci s HESS v Namíbii. Ako prvé bolo merané krabie gama žiarenie a jeho intenzita sa stala mierou intenzity pre iné zdroje.
Získaný výsledok nielenže potvrdzuje prítomnosť mechanizmu urýchľovania protónov a jadier v supernove, ale umožňuje nám odhadnúť aj spektrum zrýchlených častíc: spektrá „sekundárnych“ gama lúčov a „primárnych“ protónov a jadier sú veľmi blízko. Magnetické pole v Krabovi a jeho veľkosť umožňujú zrýchlenie protónov na energie rádovo 10 15 eV. Spektrá častíc kozmického žiarenia v zdroji a v medzihviezdnom médiu sú trochu odlišné, pretože pravdepodobnosť, že častice opustia zdroj, a životnosť častíc v Galaxii závisí od energie a náboja častice. Porovnanie energetického spektra a zloženia kozmického žiarenia nameraného v blízkosti Zeme so spektrom a zložením pri zdroji umožnilo pochopiť, ako dlho sa častice pohybujú medzi hviezdami. V kozmickom žiarení v blízkosti Zeme bolo podstatne viac jadier lítia, berýlia a bóru ako v zdroji - ich dodatočný počet sa objavuje ako výsledok interakcie ťažších jadier s medzihviezdnym plynom. Meraním tohto rozdielu sme vypočítali množstvo X látky, cez ktorú prechádzalo kozmické žiarenie počas putovania v medzihviezdnom prostredí. V jadrovej fyzike sa množstvo hmoty, s ktorou sa častica stretne na svojej ceste, meria v g/cm2. Je to spôsobené tým, že na výpočet zníženia toku častíc pri zrážkach s jadrami hmoty je potrebné poznať počet zrážok častice s jadrami, ktoré majú rôzne plochy (rezy) priečne k smeru častice. Vyjadrením množstva hmoty v týchto jednotkách sa získa jednotná stupnica merania pre všetky jadrá.
Experimentálne zistená hodnota X ~ 5-10 g/cm 2 nám umožňuje odhadnúť životnosť t kozmického žiarenia v medzihviezdnom prostredí: t X/ρc, kde c je rýchlosť častice, približne rovná rýchlosti svetla, ρ ~10 – 24 g/cm3 je priemerná hustota medzihviezdneho média. Životnosť kozmického žiarenia je teda približne 10 8 rokov. Tento čas je oveľa dlhší ako čas letu častice pohybujúcej sa rýchlosťou c v priamke od zdroja k Zemi (3·10 4 roky pre najvzdialenejšie zdroje na strane Galaxie oproti nám). To znamená, že častice sa nepohybujú priamočiaro, ale zažívajú rozptyl. Chaotické magnetické polia galaxií s indukciou B ~ 10 –6 gauss (10 –10 tesla) ich pohybujú po kruhu s polomerom (gyrorádius) R = E/3 x 10 4 B, kde R je v m, E je častica energie v eV, V - indukcia magnetického poľa v gaussoch. Pri stredných energiách častíc E< 10 17 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·10 20 м).
Približne v priamke budú zo zdroja pochádzať len častice s energiou E > 10 19 eV. Preto smer častíc s energiami menšími ako 10 19 eV, ktoré vytvárajú EAS, neuvádza ich zdroj. V tejto energetickej oblasti ostáva už len pozorovať sekundárne žiarenie generované v samotných zdrojoch protónmi a jadrami kozmického žiarenia. V oblasti pozorovateľnej energie gama žiarenia (E< 10 13 эВ) данные о направлении прихода его квантов убедительно показывают, что космические лучи излучают объекты, сконцентрированные в плоскости нашей Галактики. Там же сосредоточено и межзвёздное вещество, с которым взаимодействуют частицы космических лучей, генерируя вторичное гамма-излучение.
Myšlienka kozmického žiarenia ako „lokálneho“ galaktického javu sa ukázala ako pravdivá len pre častice miernych energií E< 10 17 эВ. Ограниченные возможности Галактики как ускорять, так и удерживать частицы с особенно высокой энергией были убедительно продемонстрированы в опытах по измерению энергетического спектра космических лучей.
V roku 1958 Georgij Borisovič Christiansen a German Viktorovič Kulikov objavili prudkú zmenu vo vzhľade energetického spektra kozmického žiarenia pri energii rádovo 3·10 15 eV. Pri energiách pod touto hodnotou boli experimentálne údaje o spektre častíc zvyčajne prezentované v „výkonovej“ forme, takže počet častíc N s danou energiou E bol považovaný za nepriamo úmerný energii častice k výkonu γ: N(E )=a/E γ (γ je spektrum diferenciálneho exponentu). Do energie 3·10 15 eV je indikátor γ = 2,7, ale pri prechode na vyššie energie sa energetické spektrum „zalomí“: pre energie E > 3·10 15 eV sa γ stane 3,15. Je prirodzené, že túto zmenu v spektre spájame s približovaním sa energie zrýchlených častíc k maximálnej možnej hodnote vypočítanej pre mechanizmus zrýchlenia v supernovách. Toto vysvetlenie zlomu v spektre podporuje aj jadrové zloženie primárnych častíc v energetickom rozsahu 10 15 -10 17 eV. Najspoľahlivejšie informácie o tom poskytujú komplexné inštalácie EAS - „MGU“, „Tunka“, „Tibet“, „Cascade“. S ich pomocou sa získajú nielen informácie o energii primárnych jadier, ale aj parametre v závislosti od ich atómových čísel - „šírka“ sprchy, pomer medzi počtom elektrónov a miónov, medzi počtom najenergickejších jadier. elektróny a ich celkový počet. Všetky tieto údaje naznačujú, že s nárastom energie primárnych častíc od ľavej hranice spektra pred jeho zlomom k energii po zlome sa ich priemerná hmotnosť zvyšuje. Táto zmena v hmotnostnom zložení častíc je v súlade s modelom urýchľovania častíc v supernovách – je limitovaná maximálnou energiou, ktorá závisí od náboja častice. Pre protóny je táto maximálna energia rádovo 3 · 10 15 eV a zvyšuje sa úmerne s nábojom urýchlenej častice (jadra), takže jadrá železa sú efektívne urýchlené až na ~ 10 17 eV. Intenzita tokov častíc s energiou presahujúcou maximum rýchlo klesá.
Ale registrácia častíc s ešte vyššími energiami (~3·10 18 eV) ukázala, že spektrum kozmického žiarenia sa nielenže nerozbije, ale vráti sa do formy pozorovanej pred zlomom!
Merania energetického spektra v oblasti „ultravysokej“ energie (E > 10 18 eV) sú veľmi náročné kvôli malému počtu takýchto častíc. Na pozorovanie týchto zriedkavých udalostí je potrebné vytvoriť sieť detektorov toku častíc EAS a nimi generovaného Vavilov-Čerenkovho žiarenia a ionizačného žiarenia (atmosférická fluorescencia) v atmosfére na ploche stoviek až tisícov. štvorcových kilometrov. Pre takéto veľké, zložité inštalácie sa vyberajú lokality s obmedzenou ekonomickou aktivitou, ale so schopnosťou zabezpečiť spoľahlivú prevádzku obrovského množstva detektorov. Takéto inštalácie sa budovali najskôr na územiach s rozlohou desiatok kilometrov štvorcových (Jakutsk, Havera Park, Akeno), potom stovkami (AGASA, Fly's Eye, HiRes) a napokon v súčasnosti vznikajú inštalácie s rozlohou tisícok štvorcových kilometrov (Observatórium Pierra Augera v r. Argentína, Teleskopická inštalácia v Utahu, USA).
Ďalším krokom v štúdiu kozmického žiarenia s ultravysokou energiou bude vývoj metódy na detekciu EAS pozorovaním atmosférickej fluorescencie z vesmíru. V spolupráci s viacerými krajinami Rusko vytvára prvý vesmírny EAS detektor, projekt TUS. Očakáva sa, že ďalší takýto detektor bude inštalovaný na Medzinárodnej vesmírnej stanici ISS (projekty JEM-EUSO a KLPVE).
Čo dnes vieme o kozmickom žiarení s ultravysokou energiou? Spodný obrázok znázorňuje energetické spektrum kozmického žiarenia s energiami nad 10 18 eV, ktoré bolo získané pomocou inštalácií najnovšej generácie (HiRes, Pierre Auger Observatory) spolu s údajmi o kozmickom žiarení nižších energií, ktoré, ako je uvedené vyššie, patria medzi galaxia Mliečna dráha. Je možné vidieť, že pri energiách 3·10 18 -3·10 19 eV index diferenciálneho energetického spektra klesol na hodnotu 2,7-2,8, presne takú, aká bola pozorovaná pre galaktické kozmické žiarenie, keď sú energie častíc oveľa menšie ako maximum možného pre galaktické urýchľovače . Neznamená to, že pri ultravysokých energiách je hlavný tok častíc vytvorený urýchľovačmi extragalaktického pôvodu s maximálnou energiou výrazne vyššou ako galaktická? Zlom v spektre galaktického kozmického žiarenia ukazuje, že príspevok extragalaktického kozmického žiarenia sa prudko mení pri prechode z oblasti miernych energií 10 14 -10 16 eV, kde je približne 30-krát menší ako príspevok galaktických (spektrum označené na obrázku bodkovanou čiarou), do oblasti ultra vysokých energií, kde sa stáva dominantným.
V posledných desaťročiach sa nahromadilo množstvo astronomických údajov o extragalaktických objektoch schopných urýchliť nabité častice na energie oveľa vyššie ako 10 19 eV. Zjavným znakom toho, že objekt veľkosti D môže urýchliť častice na energiu E, je prítomnosť magnetického poľa B v celom tomto objekte, takže gyrorádius častice je menší ako D. Takéto kandidátske zdroje zahŕňajú rádiové galaxie (vyžarujúce silné rádiové emisie) ; jadrá aktívnych galaxií obsahujúce čierne diery; zrážajúce sa galaxie. Všetky obsahujú výtrysky plynu (plazmy) pohybujúce sa obrovskou rýchlosťou, blížiacou sa rýchlosti svetla. Takéto prúdy zohrávajú úlohu rázových vĺn potrebných na činnosť urýchľovača. Pre odhad ich príspevku k pozorovanej intenzite kozmického žiarenia je potrebné vziať do úvahy rozloženie zdrojov na vzdialenosti od Zeme a energetické straty častíc v medzigalaktickom priestore. Pred objavom kozmickej rádiovej emisie na pozadí sa medzigalaktický priestor zdal „prázdny“ a transparentný nielen pre elektromagnetické žiarenie, ale aj pre častice s ultra vysokou energiou. Hustota plynu v medzigalaktickom priestore je podľa astronomických údajov taká malá (10 – 29 g/cm 3 ), že ani pri obrovských vzdialenostiach stoviek miliárd svetelných rokov (10 24 m) sa častice nestretnú s jadrami plynu. atómov. Keď sa však ukázalo, že vesmír je naplnený nízkoenergetickými fotónmi (približne 500 fotónov/cm 3 s energiou E f ~ 10 –3 eV), ktoré zostali po Veľkom tresku, bolo jasné, že protóny a jadrá s energiami väčšími ako E ~ 5 10 19 eV, Greisen-Zatsepin-Kuzminov (GZK) limit, musí interagovať s fotónmi a stratiť väčšinu svojej energie na dráhe dlhšej ako desiatky miliónov svetelných rokov. Prevažná časť vesmíru, ktorá sa nachádza vo vzdialenosti viac ako 10 7 svetelných rokov od nás, sa teda ukázala ako neprístupná pre pozorovanie v lúčoch s energiou vyššou ako 5·10 19 eV. Nedávne experimentálne údaje o spektre kozmického žiarenia s ultravysokou energiou (inštalácia HiRes, Pierre Auger Observatory) potvrdzujú existenciu tohto energetického limitu pre častice pozorované zo Zeme.
Ako vidíte, je mimoriadne ťažké študovať pôvod kozmického žiarenia s ultravysokou energiou: väčšina možných zdrojov kozmického žiarenia s najvyššími energiami (nad hranicou GZK) je tak ďaleko, že častice strácajú získanú energiu. pri zdroji na ceste na Zem. A pri energiách nižších ako je limit GZK je vychýlenie častíc magnetickým poľom Galaxie stále veľké a smer príchodu častíc pravdepodobne nebude schopný naznačiť polohu zdroja na nebeskej sfére.
Pri hľadaní zdrojov kozmického žiarenia ultravysokej energie sa využíva analýza korelácie experimentálne nameraného smeru príchodu častíc s dostatočne vysokými energiami - tak, že polia Galaxie mierne vychyľujú častice zo smeru k zdroj. Inštalácie predchádzajúcej generácie ešte neposkytli presvedčivé údaje o korelácii smeru príchodu častíc so súradnicami žiadnej špeciálne vybranej triedy astrofyzikálnych objektov. Najnovšie údaje z observatória Pierra Augera možno považovať za nádej na získanie údajov v najbližších rokoch o úlohe zdrojov typu AGN pri vytváraní intenzívnych tokov častíc s energiami rádovo na hranici GZK.
Je zaujímavé, že inštalácia AGASA dostala náznaky existencie „prázdnych“ smerov (tých, kde nie sú známe zdroje), pozdĺž ktorých počas pozorovania prichádzajú dve alebo dokonca tri častice. To vyvolalo veľký záujem medzi fyzikmi zaoberajúcimi sa kozmológiou – náukou o vzniku a vývoji vesmíru, nerozlučne spätou s fyzikou elementárnych častíc. Ukazuje sa, že niektoré modely štruktúry mikrosveta a vývoja Vesmíru (teória Veľkého tresku) predpovedajú zachovanie v modernom Vesmíre supermasívnych elementárnych častíc s hmotnosťou rádovo 10 23 -10 24 eV, z toho hmota by mala pozostávať v najskoršom štádiu Veľkého tresku. Ich distribúcia vo vesmíre nie je veľmi jasná: môžu byť buď rovnomerne rozmiestnené v priestore, alebo „priťahované“ do masívnych oblastí vesmíru. Ich hlavnou črtou je, že tieto častice sú nestabilné a môžu sa rozpadnúť na ľahšie, vrátane stabilných protónov, fotónov a neutrín, ktoré získavajú obrovské kinetické energie – viac ako 10 20 eV. Miesta, kde sú takéto častice zachované (topologické defekty vesmíru), sa môžu ukázať ako zdroje protónov, fotónov alebo ultravysokoenergetických neutrín.
Rovnako ako v prípade galaktických zdrojov, existenciu extragalaktických urýchľovačov kozmického žiarenia s ultravysokou energiou potvrdzujú údaje z detektorov gama žiarenia, napríklad teleskopy HESS, zamerané na vyššie uvedené extragalaktické objekty – kandidátov na zdroje kozmického žiarenia.
Spomedzi nich boli najsľubnejšie aktívne galaktické jadrá (AGN) s plynovými tryskami. Jedným z najlepšie preštudovaných objektov v inštalácii HESS je galaxia M87 v súhvezdí Panna, vo vzdialenosti 50 miliónov svetelných rokov od našej Galaxie. V jej strede sa nachádza čierna diera, ktorá dodáva energiu procesom v jej blízkosti a najmä obriemu výtrysku plazmy patriacemu do tejto galaxie. Zrýchlenie kozmického žiarenia v M87 je priamo potvrdené pozorovaním jeho gama žiarenia, energetického spektra fotónov s energiou 1-10 TeV (10 12 -10 13 eV), pozorovaných na zariadení HESS. Pozorovaná intenzita gama žiarenia z M87 je približne 3 % intenzity kraba. Ak vezmeme do úvahy rozdiel vo vzdialenosti od týchto objektov (5000-krát), znamená to, že svietivosť M87 prevyšuje svietivosť Kraba 25 miliónovkrát!
Modely zrýchlenia častíc vytvorené pre tento objekt naznačujú, že intenzita častíc zrýchlených v M87 by mohla byť taká veľká, že aj vo vzdialenosti 50 miliónov svetelných rokov by príspevok z tohto zdroja mohol produkovať pozorovanú intenzitu kozmického žiarenia s energiami nad 10 19 eV .
Ale tu je záhada: v moderných údajoch o EAS smerom k tomuto zdroju nie je nadbytok častíc s energiou rádovo 10 19 eV. Neobjaví sa však tento zdroj vo výsledkoch budúcich vesmírnych experimentov, pri takých energiách, keď vzdialené zdroje už neprispievajú k pozorovaným udalostiam? Situácia s prerušením energetického spektra sa môže znova zopakovať, napríklad pri energii 2·10 20 . Ale tentoraz by mal byť zdroj viditeľný pri meraniach smeru trajektórie primárnej častice, pretože energie > 2·10 20 eV sú také vysoké, že častice by sa v galaktických magnetických poliach nemali vychyľovať.
Ako vidíme, po storočí štúdia kozmického žiarenia opäť čakáme na nové objavy, tentoraz kozmické žiarenie s ultravysokou energiou, ktorého povaha je stále neznáma, ale môže hrať dôležitú úlohu v štruktúre vesmíru.
Literatúra
Dobrotin N. A. Kozmické lúče. - M.: Vydavateľstvo. Akadémia vied ZSSR, 1963.
Murzin V.S. Úvod do fyziky kozmického žiarenia. - M.: Vydavateľstvo. Moskovská štátna univerzita, 1988.
Panasyuk M. I. Wanderers of the Universe, alebo Echo of the Big Bang. - Fryazino: "Vek2", 2005.
Rossi B. Kozmické lúče. - M.: Atomizdat, 1966.
Khrenov B.A. Relativistické meteory // Veda v Rusku, 2001, č. 4.
Khrenov B. A. a Panasyuk M. I. Poslovia vesmíru: ďaleko alebo blízko? // Príroda, 2006, č. 2.
Khrenov B. A. a Klimov P. A. Objav očakávaný // Príroda, 2008, č. 4.
Encyklopedický YouTube
1 / 5
✪ Kozmické lúče: čo to je?
✪ NASA: Štúdium KOZMICKÝCH LÚČENÍ
✪ Kozmické žiarenie s ultra vysokou energiou - Sergej Troitsky
✪ TAJOMSTVO KOZMICKÝCH LÚČENÍ
✪ Skvelé v malom. Experiment s kozmickým žiarením
titulky
Základné informácie
Fyzika kozmického žiarenia považovaný za súčasť fyzika vysokých energií A časticová fyzika.
Fyzika kozmického žiareniaštúdium:
- procesy vedúce k vzniku a zrýchleniu kozmického žiarenia;
- častice kozmického žiarenia, ich povaha a vlastnosti;
- javy spôsobené časticami kozmického žiarenia vo vesmíre, atmosfére Zeme a planét.
Štúdium tokov vysokoenergetických nabitých a neutrálnych kozmických častíc dopadajúcich na hranicu zemskej atmosféry je najdôležitejšou experimentálnou úlohou.
Klasifikácia podľa pôvodu kozmického žiarenia:
- mimo našej Galaxie
- v Galaxii
- na slnku
- v medziplanetárnom priestore
Primárny Je zvykom nazývať extragalaktické a galaktické lúče. Sekundárne Je obvyklé nazývať toky častíc prechádzajúce a transformujúce sa v zemskej atmosfére.
Kozmické žiarenie je súčasťou prirodzeného žiarenia (žiarenia pozadia) na povrchu Zeme a v atmosfére.
Pred vývojom technológie urýchľovačov slúžilo kozmické žiarenie ako jediný zdroj vysokoenergetických elementárnych častíc. takže, pozitrón A mión boli prvýkrát nájdené v kozmickom žiarení.
Energetické spektrum kozmického žiarenia pozostáva zo 43 % energie protóny, ďalších 23 % - z energie hélium(alfa častice) a 34 % energie odovzdanej zvyšnými časticami.
Podľa počtu častíc tvorí kozmické žiarenie 92 % protónov, 6 % jadier hélia, asi 1 % ťažších prvkov a asi 1 % elektrónov. Pri štúdiu zdrojov kozmického žiarenia vonku Slnečná sústava protón-nukleárna zložka je detekovaná hlavne tokom, ktorý vytvára gama lúčov orbitálne gama ďalekohľady a elektronická súčiastka - podľa ňou generovaného synchrotrónové žiarenie, ktorá pripadá na rozhlasové pásmo(najmä pre metrové vlny - keď sú vyžarované v magnetickom poli medzihviezdne médium), a so silnými magnetickými poľami v oblasti zdroja kozmického žiarenia - a do vyšších frekvenčných rozsahov. Elektronickú súčiastku je preto možné detekovať aj pozemnými astronomickými prístrojmi.
Častice pozorované v kozmickom žiarení sa tradične delia do nasledujúcich skupín: p (Z = 1) , α (Z = 2) , L (Z = 3 − 5) , M (Z = 6 − 9) , H (Z ⩾ 10) , V H (Z ⩾ 20) (\displaystyle p( Z=1),\alfa (Z=2),L(Z=3-5),M(Z=6-9),H(Z\šikmý sklon 10),VH(Z\šikmý sklon 20))(resp. protóny, častice alfa, ľahké, stredné, ťažké a superťažké). Charakteristickým znakom chemického zloženia primárneho kozmického žiarenia je anomálne vysoký (niekoľkotisíckrát) obsah jadier skupiny L ( lítium , berýlium , bór) v porovnaní so zložením hviezd a medzihviezdny plyn. Tento jav sa vysvetľuje skutočnosťou, že mechanizmus tvorby kozmických častíc urýchľuje predovšetkým ťažké jadrá, ktoré sa pri interakcii s protónmi medzihviezdneho média rozpadajú na ľahšie jadrá. Tento predpoklad potvrdzuje skutočnosť, že CL majú veľmi vysoký stupeň izotropia.
História fyziky kozmického žiarenia
Prvý údaj o možnosti existencie ionizujúceho žiarenia mimozemského pôvodu bol získaný začiatkom 20. storočia pri experimentoch skúmajúcich vodivosť plynov. Zistený spontánny elektrický prúd v plyne sa nedal vysvetliť ionizáciou vznikajúcou prirodzenou rádioaktivitou Zeme. Pozorované žiarenie sa ukázalo byť natoľko prenikavé, že v ionizačných komorách, tienených hrubými vrstvami olova, bol stále pozorovaný zvyškový prúd. V rokoch 1911-1912 sa uskutočnilo množstvo experimentov s ionizačnými komorami na balónoch. Hess zistil, že žiarenie sa zvyšuje s nadmorskou výškou, zatiaľ čo ionizácia spôsobená rádioaktivitou Zeme by mala s nadmorskou výškou klesať. Colhersterove experimenty dokázali, že toto žiarenie smeruje zhora nadol.
V rokoch 1921-1925 americký fyzik Milliken pri štúdiu absorpcie kozmického žiarenia v zemskej atmosfére v závislosti od pozorovacej nadmorskej výšky zistil, že v olove sa toto žiarenie absorbuje rovnakým spôsobom ako gama žiarenia jadrá. Millikan bol prvý, kto toto žiarenie nazval kozmické lúče. V roku 1925 sovietski fyzici L.A. Tuvim a L. V. Myšovský meral absorpciu kozmického žiarenia vo vode: ukázalo sa, že toto žiarenie bolo absorbované desaťkrát menej ako gama žiarenie jadier. Mysovsky a Tuwim tiež zistili, že intenzita žiarenia závisí od barometrického tlaku - objavili „barometrický efekt“. Experimenty D. V. Skobeltsyna s oblakovou komorou umiestnenou v konštantnom magnetickom poli umožnili „vidieť“ vďaka ionizácii stopy (stopy) kozmických častíc. D. V. Skobeltsyn objavil spŕšky kozmických častíc. Experimenty s kozmickým žiarením umožnili urobiť množstvo zásadných objavov pre fyziku mikrosveta.
Slnečné kozmické lúče
Slnečné kozmické žiarenie (SCR) sú energetické nabité častice – elektróny, protóny a jadrá – vstrekované Slnkom do medziplanetárneho priestoru. Energia SCR sa pohybuje od niekoľkých keV do niekoľkých GeV. V spodnej časti tohto rozsahu SCR hraničia s protónmi vysokorýchlostných tokov slnečný vietor. Častice SCR sa objavujú v dôsledku slnečné erupcie.
Kozmické žiarenie s ultra vysokou energiou
Energia niektorých častíc prevyšuje limit GZK(Greisen - Zatsepin - Kuzmina) - teoretický energetický limit pre kozmické žiarenie 5⋅10 19 eV, spôsobené ich interakciou s fotónmi kozmické mikrovlnné žiarenie pozadia. Niekoľko desiatok takýchto častíc zaznamenalo observatórium AGASA v priebehu roka. (Angličtina) ruský. Tieto pozorovania zatiaľ nemajú dostatočne podložené vedecké vysvetlenie.
Detekcia kozmického žiarenia
Po dlhú dobu po objavení kozmického žiarenia sa metódy ich registrácie nelíšili od metód registrácie častíc v urýchľovačoch, najčastejšie - plynomery alebo jadrové fotografické emulzie vznesené do stratosféry alebo do vesmíru. Táto metóda však neumožňuje systematické pozorovanie vysokoenergetických častíc, pretože sa objavujú pomerne zriedkavo a priestor, v ktorom môže takéto počítadlo vykonávať pozorovania, je obmedzený jeho veľkosťou.
Moderné observatóriá fungujú na rôznych princípoch. Keď vysokoenergetická častica vstúpi do atmosféry, interaguje s atómami vzduchu v prvých 100 g/cm², čo vedie k vzniku celého prívalu častíc, najmä pivonky A mióny, ktoré zase rodia ďalšie častice atď. Vznikne kužeľ častíc, ktorý sa nazýva sprcha. Takéto častice sa pohybujú rýchlosťou presahujúcou rýchlosť svetla vo vzduchu, čo spôsobuje Čerenkov žiara, zaznamenané ďalekohľadmi. Táto technika umožňuje monitorovať oblasti oblohy pokrývajúce stovky kilometrov štvorcových.
Dôsledky pre vesmírne lety
Astronauti ISS keď zatvoria oči, nie viac ako raz za 3 minúty, uvidia záblesky svetla; možno tento jav súvisí s dopadom vysokoenergetických častíc vstupujúcich do sietnice. Experimentálne sa to však nepotvrdilo, je možné, že tento efekt má výlučne psychologické základy.
Boris Arkadyevič Khrenov,
Doktor fyzikálnych a matematických vied, Výskumný ústav jadrovej fyziky pomenovaný po. Moskovská štátna univerzita D. V. Skobeltsyna. M. V. Lomonosová
„Veda a život“ č. 10, 2008
Od objavenia kozmického žiarenia - prúdov nabitých častíc pochádzajúcich z hlbín vesmíru uplynulo takmer sto rokov. Odvtedy bolo urobených veľa objavov súvisiacich s kozmickým žiarením, no stále zostáva veľa záhad. Jeden z nich je azda najzaujímavejší: odkiaľ pochádzajú častice s energiou vyššou ako 10 20 eV, teda takmer miliarda biliónov elektrónvoltov, miliónkrát väčšia, ako sa získa v najvýkonnejšom urýchľovači - Veľký hadrónový urýchľovač? Aké sily a polia urýchľujú častice na také monštruózne energie?
Kozmické žiarenie objavil v roku 1912 rakúsky fyzik Victor Hess. Bol zamestnancom Radium Institute vo Viedni a venoval sa výskumu ionizovaných plynov. V tom čase už vedeli, že všetky plyny (vrátane atmosféry) sú vždy mierne ionizované, čo naznačovalo prítomnosť rádioaktívnej látky (ako je rádium) buď v plyne, alebo v blízkosti zariadenia na meranie ionizácie, pravdepodobne v zemskej kôre. Experimenty so zdvíhaním ionizačného detektora v balóne boli koncipované na overenie tohto predpokladu, pretože ionizácia plynu by mala klesať so vzdialenosťou od zemského povrchu. Odpoveď bola opačná: Hess objavil nejaké žiarenie, ktorého intenzita stúpala s nadmorskou výškou. To naznačovalo myšlienku, že pochádza z vesmíru, ale nakoniec sa podarilo dokázať mimozemský pôvod lúčov až po početných experimentoch (W. Hess dostal Nobelovu cenu až v roku 1936). Pripomeňme si, že pojem „žiarenie“ neznamená, že tieto lúče sú čisto elektromagnetickej povahy (ako slnečné svetlo, rádiové vlny alebo röntgenové lúče); bola použitá na objavenie javu, ktorého povaha ešte nebola známa. A hoci sa čoskoro ukázalo, že hlavnou zložkou kozmického žiarenia sú urýchlené nabité častice, protóny, tento pojem zostal zachovaný. Štúdium nového fenoménu začalo rýchlo prinášať výsledky, ktoré sa zvyčajne považujú za „špičkovú špičku vedy“.
Objav kozmických častíc s veľmi vysokou energiou bezprostredne (dávno pred vytvorením protónového urýchľovača) vyvolal otázku: aký je mechanizmus urýchľovania nabitých častíc v astrofyzikálnych objektoch? Dnes vieme, že odpoveď sa ukázala ako netriviálna: prírodný, „kozmický“ urýchľovač sa radikálne líši od urýchľovačov vyrobených človekom.
Čoskoro sa ukázalo, že kozmické protóny, ktoré lietajú hmotou, interagujú s jadrami jej atómov, čím sa rodia dovtedy neznáme nestabilné elementárne častice (boli pozorované predovšetkým v zemskej atmosfére). Štúdium mechanizmu ich zrodu otvorilo plodnú cestu pre zostavenie taxonómie elementárnych častíc. V laboratóriu sa naučili urýchľovať protóny a elektróny a produkovať ich obrovské toky, neporovnateľne hustejšie ako v kozmickom žiarení. V konečnom dôsledku to boli experimenty na interakcii častíc, ktoré prijímali energiu v urýchľovačoch, ktoré viedli k vytvoreniu moderného obrazu mikrosveta.
V roku 1938 objavil francúzsky fyzik Pierre Auger pozoruhodný jav – spŕšky sekundárnych kozmických častíc, ktoré vznikajú ako výsledok interakcie primárnych protónov a jadier extrémne vysokých energií s jadrami atmosférických atómov. Ukázalo sa, že v spektre kozmického žiarenia sa nachádzajú častice s energiou rádovo 10 15 – 10 18 eV - miliónkrát väčšou, ako je energia častíc urýchlených v laboratóriu. Akademik Dmitrij Vladimirovič Skobelcyn pripisoval štúdiu takýchto častíc mimoriadny význam a bezprostredne po vojne v roku 1947 spolu so svojimi najbližšími kolegami G. T. Zatsepinom a N. A. Dobrotinom zorganizoval komplexné štúdie kaskád sekundárnych častíc v atmosfére, nazývaných rozsiahle vzdušné sprchy ( EAS). Históriu prvých štúdií kozmického žiarenia možno nájsť v knihách N. Dobrotinu a V. Rossiho. Postupom času sa škola D.V. Skobeltsyna vyrástla na jednu z najmocnejších na svete a na mnoho rokov určovala hlavné smery v štúdiu kozmického žiarenia s ultravysokou energiou. Jej metódy umožnili rozšíriť rozsah skúmaných energií z 10 9 – 10 13 eV zaznamenaných na balónoch a satelitoch na 10 13 – 10 20 eV. Dva aspekty urobili tieto štúdie obzvlášť atraktívnymi.
Po prvé, bolo možné použiť vysokoenergetické protóny vytvorené samotnou prírodou na štúdium ich interakcie s jadrami atmosférických atómov a dešifrovanie najjemnejšej štruktúry elementárnych častíc.
Po druhé, bolo možné nájsť objekty vo vesmíre schopné urýchliť častice na extrémne vysoké energie.
Prvý aspekt sa ukázal byť nie taký plodný, ako sa očakávalo: štúdium jemnej štruktúry elementárnych častíc si vyžadovalo oveľa viac údajov o interakcii protónov, ako môže poskytnúť kozmické žiarenie. Významný príspevok k pochopeniu mikrosveta zároveň priniesol aj výskum závislosti najvšeobecnejších charakteristík interakcie protónov od ich energie. Práve počas štúdia EAS bola objavená vlastnosť v závislosti počtu sekundárnych častíc a ich rozloženia energie od energie primárnej častice, ktorá súvisí s kvark-gluónovou štruktúrou elementárnych častíc. Tieto údaje boli neskôr potvrdené v experimentoch na urýchľovačoch.
Dnes sú skonštruované spoľahlivé modely interakcie kozmického žiarenia s jadrami atmosférických atómov, ktoré umožnili skúmať energetické spektrum a zloženie ich primárnych častíc najvyšších energií. Ukázalo sa, že kozmické žiarenie nehrá v dynamike vývoja Galaxie menšiu úlohu ako jeho polia a toky medzihviezdneho plynu: špecifická energia kozmického žiarenia, plynu a magnetického poľa je približne rovná 1 eV na cm3. Pri takejto rovnováhe energie v medzihviezdnom prostredí je prirodzené predpokladať, že zrýchlenie častíc kozmického žiarenia sa s najväčšou pravdepodobnosťou vyskytuje v tých istých objektoch, ktoré sú zodpovedné za zahrievanie a uvoľňovanie plynu, napríklad v novách a supernovách počas ich výbuchu.
Prvý mechanizmus zrýchlenia kozmického žiarenia navrhol Enrico Fermi pre protóny chaoticky kolidujúce s magnetizovanými oblakmi medzihviezdnej plazmy, ale nedokázal vysvetliť všetky experimentálne údaje. V roku 1977 akademik Hermogenes Filippovich Krymsky ukázal, že tento mechanizmus by mal oveľa silnejšie urýchliť častice vo zvyškoch supernov na frontoch rázových vĺn, ktorých rýchlosti sú rádovo vyššie ako rýchlosti oblakov. Dnes sa spoľahlivo ukázalo, že najúčinnejší je mechanizmus urýchľovania kozmických protónov a jadier rázovou vlnou v obaloch supernov. Je však nepravdepodobné, že by ho bolo možné reprodukovať v laboratórnych podmienkach: zrýchlenie nastáva relatívne pomaly a vyžaduje obrovské množstvo energie na zadržanie zrýchlených častíc. V škrupinách supernov existujú tieto podmienky v dôsledku samotnej povahy výbuchu. Je pozoruhodné, že k zrýchleniu kozmického žiarenia dochádza v jedinečnom astrofyzikálnom objekte, ktorý je zodpovedný za syntézu ťažkých jadier (ťažších ako hélium) skutočne prítomných v kozmickom žiarení.
V našej Galaxii je známych niekoľko supernov starých menej ako tisíc rokov, ktoré boli pozorované voľným okom. Najznámejšie sú Krabia hmlovina v súhvezdí Býka („Krab“ je pozostatok po výbuchu supernovy v roku 1054, zaznamenaný vo východných kronikách), Cassiopeia-A (v roku 1572 ju pozoroval astronóm Tycho Brahe) a Keplerova supernova. v súhvezdí Ophiuchus (1680). Priemery ich obalov sú dnes 5 – 10 svetelných rokov (1 svetelný rok = 10 16 m), to znamená, že sa rozpínajú rýchlosťou rádovo 0,01 rýchlosti svetla a nachádzajú sa vo vzdialenostiach približne desaťtisíc svetla. rokov od Zeme. Škrupiny supernov ("hmlovín") boli pozorované v optických, rádiových, röntgenových a gama lúčoch vesmírnymi observatóriami Chandra, Hubble a Spitzer. Spoľahlivo ukázali, že v obaloch skutočne dochádza k zrýchleniu elektrónov a protónov sprevádzaných röntgenovým žiarením.
Asi 60 zvyškov supernov mladších ako 2000 rokov by mohlo vyplniť medzihviezdny priestor kozmickým žiarením s nameranou špecifickou energiou (~1 eV na cm 3), pričom je ich známych menej ako desať. Tento nedostatok sa vysvetľuje tým, že v rovine Galaxie, kde sú sústredené hviezdy a supernovy, je veľa prachu, ktorý neprepúšťa svetlo k pozorovateľovi na Zemi. Pozorovania v röntgenovom a gama žiarení, pre ktoré je prachová vrstva priehľadná, umožnili rozšíriť zoznam pozorovaných „mladých“ obalov supernov. Najnovšia z týchto novoobjavených škrupín bola Supernova G1.9+0.3, pozorovaná röntgenovým teleskopom Chandra od januára 2008. Odhady veľkosti a rýchlosti expanzie jeho plášťa naznačujú, že vzplanul približne pred 140 rokmi, ale nebol viditeľný v optickom dosahu kvôli úplnej absorpcii jeho svetla prachovou vrstvou Galaxie.
Údaje o explodujúcich supernovách v našej galaxii Mliečna dráha dopĺňajú oveľa bohatšie štatistiky o supernovách v iných galaxiách. Priamym potvrdením prítomnosti urýchlených protónov a jadier je gama žiarenie s vysoko energetickými fotónmi, ktoré je výsledkom rozpadu neutrálnych piónov - produktov interakcie protónov (a jadier) so zdrojovou hmotou. Takéto vysokoenergetické fotóny sú pozorované pomocou ďalekohľadov, ktoré detegujú Vavilov-Čerenkovovu žiaru vyžarovanú sekundárnymi časticami EAS. Najpokročilejším prístrojom tohto typu je sústava šiestich teleskopov vytvorená v spolupráci s HESS v Namíbii. Ako prvé bolo merané krabie gama žiarenie a jeho intenzita sa stala mierou intenzity pre iné zdroje.
Získaný výsledok nielenže potvrdzuje prítomnosť mechanizmu urýchľovania protónov a jadier v supernove, ale umožňuje nám odhadnúť aj spektrum zrýchlených častíc: spektrá „sekundárnych“ gama lúčov a „primárnych“ protónov a jadier sú veľmi blízko. Magnetické pole v Krabovi a jeho veľkosť umožňujú zrýchlenie protónov na energie rádovo 10 15 eV. Spektrá častíc kozmického žiarenia v zdroji a v medzihviezdnom médiu sú trochu odlišné, pretože pravdepodobnosť, že častice opustia zdroj, a životnosť častíc v Galaxii závisí od energie a náboja častice. Porovnanie energetického spektra a zloženia kozmického žiarenia nameraného v blízkosti Zeme so spektrom a zložením pri zdroji umožnilo pochopiť, ako dlho sa častice pohybujú medzi hviezdami. V kozmickom žiarení v blízkosti Zeme bolo podstatne viac jadier lítia, berýlia a bóru ako v zdroji - ich dodatočný počet sa objavuje ako výsledok interakcie ťažších jadier s medzihviezdnym plynom. Meraním tohto rozdielu sme vypočítali sumu X látka, cez ktorú prechádzalo kozmické žiarenie pri putovaní v medzihviezdnom prostredí. V jadrovej fyzike sa množstvo hmoty, s ktorou sa častica stretne na svojej ceste, meria v g/cm2. Je to spôsobené tým, že na výpočet zníženia toku častíc pri zrážkach s jadrami hmoty je potrebné poznať počet zrážok častice s jadrami, ktoré majú rôzne plochy (rezy) priečne k smeru častice. Vyjadrením množstva hmoty v týchto jednotkách sa získa jednotná stupnica merania pre všetky jadrá.
Experimentálne zistená hodnota X~ 5–10 g/cm2 vám umožňuje odhadnúť životnosť t kozmické žiarenie v medzihviezdnom prostredí: t ≈ X/ρ c, Kde c- rýchlosť častíc približne rovná rýchlosti svetla, ρ ~10 –24 g/cm 3 - priemerná hustota medzihviezdneho prostredia. Životnosť kozmického žiarenia je teda približne 10 8 rokov. Tento čas je oveľa dlhší ako čas letu častice pohybujúcej sa rýchlosťou s v priamke od zdroja k Zemi (3·10 4 roky pre najvzdialenejšie zdroje na strane Galaxie oproti nám). To znamená, že častice sa nepohybujú priamočiaro, ale zažívajú rozptyl. Chaotické magnetické polia galaxií s indukciou B ~ 10 –6 gauss (10 – 10 tesla) ich pohybujú po kruhu s polomerom (gyroradius) R = E/3 × 10 4 B, kde R v m, E- energia častíc v eV, V - indukcia magnetického poľa v gaussoch. Pri stredných energiách častíc E
Približne v priamke budú zo zdroja pochádzať iba častice s energiou E> 1019 eV. Preto smer častíc s energiami menšími ako 10 19 eV, ktoré vytvárajú EAS, neuvádza ich zdroj. V tejto energetickej oblasti ostáva už len pozorovať sekundárne žiarenie generované v samotných zdrojoch protónmi a jadrami kozmického žiarenia. V oblasti pozorovateľnej energie gama žiarenia ( E
Myšlienka kozmického žiarenia ako „lokálneho“ galaktického javu sa ukázala ako pravdivá iba pre častice miernych energií. E
V roku 1958 Georgij Borisovič Christiansen a German Viktorovič Kulikov objavili prudkú zmenu vo vzhľade energetického spektra kozmického žiarenia pri energii rádovo 3·10 15 eV. Pri energiách pod touto hodnotou boli experimentálne údaje o spektre častíc zvyčajne prezentované vo forme „mocninového zákona“, takže počet častíc N s danou energiou E bola považovaná za nepriamo úmernú energii častice k mocnine γ: N(E) = a/Eγ (γ je indikátor diferenciálneho spektra). Do energie 3·10 15 eV, indikátor γ = 2,7, ale pri prechode na vyššie energie zažije energetické spektrum „zlom“: pre energie E> 3·1015 eV γ sa stáva 3,15. Je prirodzené, že túto zmenu v spektre spájame s približovaním sa energie zrýchlených častíc k maximálnej možnej hodnote vypočítanej pre mechanizmus zrýchlenia v supernovách. Toto vysvetlenie zlomu v spektre podporuje aj jadrové zloženie primárnych častíc v energetickom rozsahu 10 15 – 10 17 eV. Najspoľahlivejšie informácie o tom poskytujú komplexné inštalácie EAS - „MGU“, „Tunka“, „Tibet“, „Cascade“. S ich pomocou sa získajú nielen informácie o energii primárnych jadier, ale aj parametre v závislosti od ich atómových čísel - „šírka“ sprchy, pomer medzi počtom elektrónov a miónov, medzi počtom najenergickejších jadier. elektróny a ich celkový počet. Všetky tieto údaje naznačujú, že s nárastom energie primárnych častíc od ľavej hranice spektra pred jeho zlomom k energii po zlome sa ich priemerná hmotnosť zvyšuje. Táto zmena v hmotnostnom zložení častíc je v súlade s modelom urýchľovania častíc v supernovách – je limitovaná maximálnou energiou, ktorá závisí od náboja častice. Pre protóny je táto maximálna energia rádovo 3 · 10 15 eV a zvyšuje sa úmerne s nábojom urýchlenej častice (jadra), takže jadrá železa sú efektívne urýchlené až na ~ 10 17 eV. Intenzita tokov častíc s energiou presahujúcou maximum rýchlo klesá.
Ale registrácia častíc s ešte vyššími energiami (~3·10 18 eV) ukázala, že spektrum kozmického žiarenia sa nielenže nerozbije, ale vráti sa do formy pozorovanej pred zlomom!
Merania energetického spektra v oblasti „ultravysokej“ energie ( E> 10 18 eV) sú veľmi ťažké kvôli malému počtu takýchto častíc. Na pozorovanie týchto zriedkavých udalostí je potrebné vytvoriť sieť detektorov toku častíc EAS a nimi generovaného Vavilov-Čerenkovho žiarenia a ionizačného žiarenia (atmosférická fluorescencia) v atmosfére na ploche stoviek až tisícov. štvorcových kilometrov. Pre takéto veľké, zložité inštalácie sa vyberajú lokality s obmedzenou ekonomickou aktivitou, ale so schopnosťou zabezpečiť spoľahlivú prevádzku obrovského množstva detektorov. Takéto inštalácie boli vybudované najskôr na územiach s rozlohou desiatok kilometrov štvorcových (Jakutsk, Havera Park, Akeno), potom stovkami (AGASA, Fly's Eye, HiRes) a napokon teraz vznikajú inštalácie s rozlohou tisícok štvorcových kilometrov (Observatórium Pierra Augera v r. Argentína, Teleskopická inštalácia v Utahu, USA).
Ďalším krokom v štúdiu kozmického žiarenia s ultravysokou energiou bude vývoj metódy na detekciu EAS pozorovaním atmosférickej fluorescencie z vesmíru. V spolupráci s viacerými krajinami Rusko vytvára prvý vesmírny EAS detektor, projekt TUS. Očakáva sa, že ďalší takýto detektor bude inštalovaný na Medzinárodnej vesmírnej stanici ISS (projekty JEM-EUSO a KLPVE).
Čo dnes vieme o kozmickom žiarení s ultravysokou energiou? Spodný obrázok znázorňuje energetické spektrum kozmického žiarenia s energiami nad 10 18 eV, ktoré bolo získané pomocou inštalácií najnovšej generácie (HiRes, Pierre Auger Observatory) spolu s údajmi o kozmickom žiarení nižších energií, ktoré, ako je uvedené vyššie, patria medzi galaxia Mliečna dráha. Je možné vidieť, že pri energiách 3·10 18 –3·10 19 eV index diferenciálneho energetického spektra klesol na hodnotu 2,7–2,8, presne takú, aká bola pozorovaná pre galaktické kozmické žiarenie, keď sú energie častíc oveľa nižšie ako maximum možného pre galaktické urýchľovače . Neznamená to, že pri ultravysokých energiách je hlavný tok častíc vytvorený urýchľovačmi extragalaktického pôvodu s maximálnou energiou výrazne vyššou ako galaktická? Zlom v spektre galaktického kozmického žiarenia ukazuje, že príspevok extragalaktického kozmického žiarenia sa prudko mení pri prechode z oblasti miernych energií 10 14 – 10 16 eV, kde je približne 30-krát menší ako príspevok galaktických (spektrum označené na obrázku bodkovanou čiarou), do oblasti ultra vysokých energií, kde sa stáva dominantným.
V posledných desaťročiach sa nahromadilo množstvo astronomických údajov o extragalaktických objektoch schopných urýchliť nabité častice na energie oveľa vyššie ako 10 19 eV. Zjavné znamenie, že ide o veľký objekt D môže urýchliť častice na energiu E, je prítomnosť magnetického poľa B v celom tomto objekte, takže gyrorádius častice je menší D. Takéto kandidátske zdroje zahŕňajú rádiové galaxie (vyžarujúce silné rádiové emisie); jadrá aktívnych galaxií obsahujúce čierne diery; zrážajúce sa galaxie. Všetky obsahujú výtrysky plynu (plazmy) pohybujúce sa obrovskou rýchlosťou, blížiacou sa rýchlosti svetla. Takéto prúdy zohrávajú úlohu rázových vĺn potrebných na činnosť urýchľovača. Pre odhad ich príspevku k pozorovanej intenzite kozmického žiarenia je potrebné vziať do úvahy rozloženie zdrojov na vzdialenosti od Zeme a energetické straty častíc v medzigalaktickom priestore. Pred objavom kozmickej rádiovej emisie na pozadí sa medzigalaktický priestor zdal „prázdny“ a transparentný nielen pre elektromagnetické žiarenie, ale aj pre častice s ultra vysokou energiou. Hustota plynu v medzigalaktickom priestore je podľa astronomických údajov taká malá (10 – 29 g/cm 3 ), že ani pri obrovských vzdialenostiach stoviek miliárd svetelných rokov (10 24 m) sa častice nestretnú s jadrami plynu. atómov. Keď sa však ukázalo, že vesmír je vyplnený nízkoenergetickými fotónmi (približne 500 fotónov/cm 3 s energiou E f ~10 –3 eV), zostávajúce po Veľkom tresku, sa ukázalo, že protóny a jadrá s energiou sú väčšie E~5·10 19 eV, Greisen-Zatsepin-Kuzminov (GZK) limit, musí interagovať s fotónmi a stratiť b O väčšinu svojej energie. Prevažná časť vesmíru, ktorá sa nachádza vo vzdialenosti viac ako 10 7 svetelných rokov od nás, sa teda ukázala ako neprístupná pre pozorovanie v lúčoch s energiou vyššou ako 5·10 19 eV. Nedávne experimentálne údaje o spektre kozmického žiarenia s ultravysokou energiou (inštalácia HiRes, Pierre Auger Observatory) potvrdzujú existenciu tohto energetického limitu pre častice pozorované zo Zeme.
Ako vidíte, je mimoriadne ťažké študovať pôvod kozmického žiarenia s ultravysokou energiou: väčšina možných zdrojov kozmického žiarenia s najvyššími energiami (nad hranicou GZK) je tak ďaleko, že častice strácajú získanú energiu. pri zdroji na ceste na Zem. A pri energiách nižších ako je limit GZK je vychýlenie častíc magnetickým poľom Galaxie stále veľké a smer príchodu častíc pravdepodobne nebude schopný naznačiť polohu zdroja na nebeskej sfére.
Pri hľadaní zdrojov kozmického žiarenia ultravysokej energie sa využíva analýza korelácie experimentálne nameraného smeru príchodu častíc s dostatočne vysokými energiami - tak, že polia Galaxie mierne vychyľujú častice zo smeru k zdroj. Inštalácie predchádzajúcej generácie ešte neposkytli presvedčivé údaje o korelácii smeru príchodu častíc so súradnicami žiadnej špeciálne vybranej triedy astrofyzikálnych objektov. Najnovšie údaje z observatória Pierra Augera možno považovať za nádej na získanie údajov v najbližších rokoch o úlohe zdrojov typu AGN pri vytváraní intenzívnych tokov častíc s energiami rádovo na hranici GZK.
Je zaujímavé, že inštalácia AGASA dostala náznaky existencie „prázdnych“ smerov (tých, kde nie sú známe zdroje), pozdĺž ktorých počas pozorovania prichádzajú dve alebo dokonca tri častice. To vyvolalo veľký záujem medzi fyzikmi zaoberajúcimi sa kozmológiou – náukou o vzniku a vývoji vesmíru, nerozlučne spätou s fyzikou elementárnych častíc. Ukazuje sa, že niektoré modely štruktúry mikrokozmu a vývoja vesmíru (teória veľkého tresku) predpovedajú zachovanie supermasívnych elementárnych častíc s hmotnosťou rádovo 10 23 -10 24 eV v modernom vesmíre, z toho hmota by mala pozostávať v najskoršom štádiu Veľkého tresku. Ich distribúcia vo vesmíre nie je veľmi jasná: môžu byť buď rovnomerne rozmiestnené v priestore, alebo „priťahované“ do masívnych oblastí vesmíru. Ich hlavnou črtou je, že tieto častice sú nestabilné a môžu sa rozpadnúť na ľahšie, vrátane stabilných protónov, fotónov a neutrín, ktoré získavajú obrovské kinetické energie – viac ako 10 20 eV. Miesta, kde sú takéto častice zachované (topologické defekty vesmíru), sa môžu ukázať ako zdroje protónov, fotónov alebo ultravysokoenergetických neutrín.
Rovnako ako v prípade galaktických zdrojov, existenciu extragalaktických urýchľovačov kozmického žiarenia s ultravysokou energiou potvrdzujú údaje z detektorov gama žiarenia, napríklad teleskopy HESS, zamerané na vyššie uvedené extragalaktické objekty – kandidátov na zdroje kozmického žiarenia.
Spomedzi nich boli najsľubnejšie aktívne galaktické jadrá (AGN) s plynovými tryskami. Jedným z najlepšie preštudovaných objektov v inštalácii HESS je galaxia M87 v súhvezdí Panna, vo vzdialenosti 50 miliónov svetelných rokov od našej Galaxie. V jej strede sa nachádza čierna diera, ktorá dodáva energiu procesom v jej blízkosti a najmä obriemu výtrysku plazmy patriacemu do tejto galaxie. Zrýchlenie kozmického žiarenia v M87 je priamo potvrdené pozorovaniami jeho gama žiarenia, energetického spektra fotónov s energiou 1–10 TeV (10 12 – 10 13 eV), pozorovaných na zariadení HESS. Pozorovaná intenzita gama žiarenia z M87 je približne 3 % intenzity kraba. Ak vezmeme do úvahy rozdiel vo vzdialenosti od týchto objektov (5000-krát), znamená to, že svietivosť M87 prevyšuje svietivosť Kraba 25 miliónovkrát!
Modely zrýchlenia častíc vytvorené pre tento objekt naznačujú, že intenzita častíc zrýchlených v M87 by mohla byť taká veľká, že aj vo vzdialenosti 50 miliónov svetelných rokov by príspevok z tohto zdroja mohol produkovať pozorovanú intenzitu kozmického žiarenia s energiami nad 10 19 eV .
Ale tu je záhada: v moderných údajoch o EAS smerom k tomuto zdroju nie je nadbytok častíc s energiou rádovo 10 19 eV. Neobjaví sa však tento zdroj vo výsledkoch budúcich vesmírnych experimentov, pri takých energiách, keď vzdialené zdroje už neprispievajú k pozorovaným udalostiam? Situácia s prerušením energetického spektra sa môže znova zopakovať, napríklad pri energii 2·10 20 . Ale tentoraz by mal byť zdroj viditeľný pri meraniach smeru trajektórie primárnej častice, pretože energie > 2·10 20 eV sú také vysoké, že častice by sa v galaktických magnetických poliach nemali vychyľovať.
Ako vidíme, po storočí štúdia kozmického žiarenia opäť čakáme na nové objavy, tentoraz kozmické žiarenie s ultravysokou energiou, ktorého povaha je stále neznáma, ale môže hrať dôležitú úlohu v štruktúre vesmíru.
Literatúra:
1) Dobrotin N.A. Kozmické lúče. - M.: Vydavateľstvo. Akadémia vied ZSSR, 1963.
2) Murzin V.S. Úvod do fyziky kozmického žiarenia. - M.: Vydavateľstvo. Moskovská štátna univerzita, 1988.
3) Panasyuk M. I. Strangers of the Universe, alebo Echoes of the Big Bang. - Fryazino: "Vek2", 2005.
4) Rossi B. Kozmické lúče. - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Relativistické meteory// Veda v Rusku, 2001, č. 4.
6) Khrenov B.A. a Panasyuk M.I. Poslovia vesmíru: ďaleko alebo blízko?// Príroda, 2006, č. 2.
7) Khrenov B.A. a Klimov P.A. Očakávané otvorenie// Príroda, 2008, č. 4.
