Mga sinag ng kosmiko. Cosmic ray - pisika at ang kanilang komposisyon Mga particle ng espasyo

Pisika ng cosmic ray itinuturing na bahagi mataas na enerhiya na pisika At pisika ng butil.

Physics ng cosmic rays pag-aaral:

mga proseso na humahantong sa paglitaw at pagpabilis ng mga cosmic ray;
mga particle ng cosmic ray, ang kanilang kalikasan at mga katangian;
mga phenomena na dulot ng mga cosmic ray particle sa outer space, ang atmosphere ng Earth at mga planeta.

Ang pag-aaral sa mga daloy ng high-energy charged at neutral na cosmic particle na bumabagsak sa hangganan ng kapaligiran ng Earth ay ang pinakamahalagang gawaing pang-eksperimento.

Pag-uuri ayon sa pinagmulan ng cosmic ray:

sa labas ng ating Galaxy;
sa Kalawakan;
sa araw;
sa interplanetary space.

Pangunahin Nakaugalian na ang pagtawag ng extragalactic, galactic at solar cosmic ray.

Pangalawa Ang mga cosmic ray ay karaniwang tinatawag na mga stream ng mga particle na lumabas sa ilalim ng impluwensya ng mga pangunahing cosmic ray sa kapaligiran ng Earth at nakarehistro sa ibabaw ng Earth.

Ang mga cosmic ray ay isang bahagi ng natural na radiation (background radiation) sa ibabaw ng Earth at sa atmospera.

Bago ang pag-unlad ng teknolohiya ng accelerator, ang mga cosmic ray ay nagsilbing tanging pinagmumulan ng mga elementarya na may mataas na enerhiya na mga particle. Kaya, ang positron at muon ay unang natagpuan sa cosmic ray.

Ang spectrum ng enerhiya ng cosmic rays ay binubuo ng 43% na enerhiya mula sa mga proton, isa pang 23% mula sa enerhiya ng helium nuclei (alpha particle) at 34% mula sa enerhiya na inilipat ng iba pang mga particle [ ] .

Sa pamamagitan ng numero ng butil, ang mga cosmic ray ay 92% proton, 6% helium nuclei, humigit-kumulang 1% mas mabibigat na elemento, at mga 1% na electron. Kapag pinag-aaralan ang mga pinagmumulan ng cosmic rays sa labas ng Solar System, ang proton-nuclear component ay pangunahing nakikita ng flux ng gamma rays na nililikha nito ng orbital gamma-ray telescope, at ang electron component ay nade-detect ng synchrotron radiation na nabuo nito, na nangyayari sa ang hanay ng radyo (sa partikular, sa mga wave ng metro - sa radiation sa magnetic field ng interstellar medium), at may malakas na magnetic field sa rehiyon ng cosmic ray source - at sa mas mataas na frequency range. Samakatuwid, ang elektronikong bahagi ay maaari ding makita ng mga instrumentong pang-astronomiya na nakabatay sa lupa.

Ayon sa kaugalian, ang mga particle na sinusunod sa mga cosmic ray ay nahahati sa mga sumusunod na grupo: 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))(ayon sa pagkakabanggit, mga proton, mga particle ng alpha, magaan, katamtaman, mabigat at napakabigat). Ang isang tampok ng kemikal na komposisyon ng pangunahing cosmic radiation ay ang anomalously mataas (ilang libong beses) na nilalaman ng pangkat L nuclei (lithium, beryllium, boron) kumpara sa komposisyon ng mga bituin at interstellar gas. Ang kababalaghan na ito ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng katotohanan na ang mekanismo ng pagbuo ng mga cosmic particle ay pangunahing nagpapabilis ng mabibigat na nuclei, na, kapag nakikipag-ugnayan sa mga proton ng interstellar medium, ay nabubulok sa mas magaan na nuclei. Ang pagpapalagay na ito ay nakumpirma ng katotohanan na ang mga cosmic ray ay may napakataas na antas ng isotropy.

Kasaysayan ng cosmic ray physics

Ang unang indikasyon ng posibilidad ng pagkakaroon ng ionizing radiation ng extraterrestrial na pinagmulan ay nakuha sa simula ng ika-20 siglo sa mga eksperimento na pinag-aaralan ang conductivity ng mga gas. Ang nakitang kusang electric current sa gas ay hindi maipaliwanag ng ionization na nagmumula sa natural na radioactivity ng Earth. Ang naobserbahang radiation ay naging napakatagos na ang isang natitirang kasalukuyang ay naobserbahan pa rin sa mga silid ng ionization, na sinasanggalang ng makapal na mga layer ng tingga. Noong 1911-1912, isang bilang ng mga eksperimento ang isinagawa sa mga silid ng ionization sa mga lobo. Natuklasan ni Hess na ang radiation ay tumataas sa altitude, samantalang ang ionization na dulot ng radioactivity ng Earth ay dapat bumaba sa altitude. Pinatunayan ng mga eksperimento ni Colherster na ang radiation na ito ay nakadirekta mula sa itaas hanggang sa ibaba.

Noong 1921-1925, ang American physicist na si Millikan, na pinag-aaralan ang pagsipsip ng cosmic radiation sa kapaligiran ng Earth depende sa observation altitude, ay natuklasan na sa lead ang radiation na ito ay nasisipsip sa parehong paraan tulad ng gamma radiation mula sa nuclei. Si Millikan ang unang tumawag sa radiation na ito na cosmic ray.

Noong 1925, sinukat ng mga physicist ng Sobyet na sina L.A. Tuvim at L.V. Mysovsky ang pagsipsip ng cosmic radiation sa tubig: lumabas na ang radiation na ito ay nasisipsip ng sampung beses na mas mababa kaysa sa gamma radiation ng nuclei. Natuklasan din nina Mysovsky at Tuwim na ang intensity ng radiation ay nakasalalay sa barometric pressure - natuklasan nila ang "barometric effect". Ang mga eksperimento ni D.V. Skobeltsyn na may cloud chamber na inilagay sa isang palaging magnetic field ay naging posible na "makita", dahil sa ionization, mga bakas (track) ng mga cosmic particle. Natuklasan ni D. V. Skobeltsyn ang mga pag-ulan ng mga cosmic particle.

Ang mga eksperimento sa cosmic ray ay naging posible upang makagawa ng ilang pangunahing pagtuklas para sa pisika ng microworld.

Mga ultra-high energy na cosmic ray

Ang enerhiya ng ilang mga particle (halimbawa, ang Oh-My-God particle) ay lumampas sa limitasyon ng GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - ang teoretikal na limitasyon ng enerhiya para sa mga cosmic ray 5⋅10 19 eV, sanhi ng kanilang pakikipag-ugnayan sa mga photon ng cosmic microwave background radiation. Ilang dosenang mga particle ang naitala ng AGASA observatory sa loob ng isang taon. (Ingles)Ruso. Ang mga obserbasyong ito ay wala pang sapat na napatunayang siyentipikong paliwanag.

Pagtuklas ng mga cosmic ray

Sa loob ng mahabang panahon pagkatapos ng pagtuklas ng mga cosmic ray, ang mga pamamaraan para sa pagrehistro sa kanila ay hindi naiiba sa mga pamamaraan para sa pagrehistro ng mga particle sa mga accelerator, kadalasang mga gas-discharge counter o nuclear photographic emulsion na nakataas sa stratosphere o sa kalawakan. Ngunit ang pamamaraang ito ay hindi pinapayagan ang mga sistematikong obserbasyon ng mga particle na may mataas na enerhiya, dahil medyo bihira ang mga ito, at ang espasyo kung saan ang isang counter ay maaaring magsagawa ng mga obserbasyon ay limitado sa laki nito.

Ang mga modernong obserbatoryo ay nagpapatakbo sa iba't ibang mga prinsipyo. Kapag ang isang particle na may mataas na enerhiya ay pumasok sa atmospera, ito ay nakikipag-ugnayan sa mga atomo ng hangin sa unang 100 g/cm², na nagreresulta sa isang pagkagulo ng mga particle, pangunahin ang mga pions at muon, na, sa turn, ay nagsilang ng iba pang mga particle, at iba pa. . Ang isang kono ng mga particle ay nabuo, na tinatawag na shower. Ang ganitong mga particle ay gumagalaw sa bilis na lumalampas sa bilis ng liwanag sa hangin, na nagreresulta sa Cherenkov glow, na nakita ng mga teleskopyo. Ginagawang posible ng pamamaraang ito na subaybayan ang mga lugar ng kalangitan na sumasaklaw sa daan-daang kilometro kuwadrado.

Mga implikasyon para sa paglipad sa kalawakan

Visual phenomenon ng cosmic rays (Ingles)

Ang mga astronaut ng ISS, kapag ipinikit nila ang kanilang mga mata, ay nakakakita ng mga pagkislap ng liwanag nang hindi hihigit sa isang beses bawat 3 minuto; marahil ang hindi pangkaraniwang bagay na ito ay nauugnay sa epekto ng mga particle na may mataas na enerhiya na pumapasok sa retina. Gayunpaman, hindi ito nakumpirma sa eksperimento; posible na ang epektong ito ay may eksklusibong sikolohikal na pundasyon.

Radiation

Ang pangmatagalang pagkakalantad sa cosmic radiation ay maaaring magkaroon ng negatibong epekto sa kalusugan ng tao. Para sa karagdagang pagpapalawak ng sangkatauhan sa iba pang mga planeta ng solar system, ang maaasahang proteksyon laban sa naturang mga panganib ay dapat na binuo - ang mga siyentipiko mula sa Russia at USA ay naghahanap na ng mga paraan upang malutas ang problemang ito.

Doktor ng Physical and Mathematical Sciences B. KHRENOV, Scientific Research Institute of Nuclear Physics na pinangalanang D. V. Skobeltsyn, Moscow State University. M. V. Lomonosov.

Ang Crab Nebula, pinag-aralan sa mga sinag ng iba't ibang wavelength. Kulay asul - X-ray (NASA, Chandra X-ray Observatory), berde - optical range (NASA, Hubble Observatory), pula - infrared radiation (ESA, Observatory

Pag-install ng HESS sa Namibia.

Ang spectrum ng enerhiya ng gamma rays mula sa Crab, na sinusukat sa pag-install ng HESS (isang tuwid na linya ang humigit-kumulang sa spectrum na ito). Ang flux ng gamma quanta na may threshold energy na 1 TeV ay katumbas ng (2.26 ± 0.08) x 10 ^-11 cm ^-2· Sa ^-1.

Pamamahagi ng direksyon ng pagdating ng gamma radiation na may enerhiya na 1-10 GeV sa mga coordinate ng galactic, ayon sa data ng satellite ng EGRET.

Particle detector ng Pierre Auger Observatory.

Atmospheric Fluorescence Detector: Anim na teleskopyo ang nag-scan sa atmospera sa 0-30 field of view ^O sa taas sa itaas ng abot-tanaw at sa larangan ng view 0-180 ^O sa azimuth.

Mapa ng mga lokasyon ng detector sa Pierre Auger Observatory sa lalawigan ng Mendoza, Argentina. Ang mga tuldok ay mga particle detector.

Obserbahan ng TUS space detector ang mga ultra-high energy EAS mula sa orbit ng Earth.

Pang-eksperimentong data sa spectrum ng enerhiya ng mga cosmic ray sa isang malawak na hanay ng mga pangunahing enerhiya ng particle. Para sa isang compact na presentasyon ng data, ang differential particle flux intensity ay pinarami ng E3.

Isang jet ng relativistic gas na inilabas mula sa elliptical galaxy M87.

Ang spectra ng enerhiya ng gamma quanta na sinusukat sa pag-install ng HESS: mga tatsulok - mula sa pinagmulan ng M87, mga bilog - mula sa Crab. Ang flux ng gamma quanta na may threshold energy na 1 TeV ay katumbas ng (2.26 ± 0.08) x 10 ^–11 cm ^–2 Sa ^– 1.

Halos isang daang taon na ang lumipas mula nang matuklasan ang mga cosmic ray - mga daloy ng mga sisingilin na particle na nagmumula sa kailaliman ng Uniberso. Simula noon, maraming mga pagtuklas na may kaugnayan sa cosmic radiation ang nagawa, ngunit maraming misteryo pa rin ang nananatili. Ang isa sa mga ito ay marahil ang pinaka nakakaintriga: saan nagmumula ang mga particle na may enerhiya na higit sa 10 20 eV, iyon ay, halos isang bilyong trilyong electron volts, isang milyong beses na mas malaki kaysa sa makukuha sa pinakamalakas na accelerator - ang Large Hadron Collider LHC? Anong mga puwersa at patlang ang nagpapabilis ng mga particle sa gayong napakalaking enerhiya?

Ang mga cosmic ray ay natuklasan noong 1912 ng Austrian physicist na si Victor Hess. Siya ay isang empleyado ng Radium Institute sa Vienna at nagsagawa ng pananaliksik sa mga ionized na gas. Sa oras na iyon, alam na nila na ang lahat ng mga gas (kabilang ang atmospera) ay palaging bahagyang ionized, na nagpapahiwatig ng pagkakaroon ng isang radioactive substance (tulad ng radium) alinman sa gas o malapit sa isang aparato na sumusukat sa ionization, malamang sa crust ng lupa. Ang mga eksperimento sa pag-angat ng isang detektor ng ionization sa isang lobo ay idinisenyo upang subukan ang pagpapalagay na ito, dahil ang gas ionization ay dapat bumaba nang may distansya mula sa ibabaw ng lupa. Ang sagot ay kabaligtaran: Natuklasan ni Hess ang ilang radiation, ang intensity nito ay tumaas sa altitude. Iminungkahi nito ang ideya na ito ay nagmula sa kalawakan, ngunit posible na sa wakas ay patunayan ang extraterrestrial na pinagmulan ng mga sinag pagkatapos lamang ng maraming mga eksperimento (W. Hess ay iginawad sa Nobel Prize lamang noong 1936). Tandaan natin na ang terminong "radiation" ay hindi nangangahulugan na ang mga sinag na ito ay puro electromagnetic na kalikasan (tulad ng sikat ng araw, radio wave o X-ray); ito ay ginamit upang matuklasan ang isang kababalaghan na ang kalikasan ay hindi pa alam. At kahit na sa lalong madaling panahon ay naging malinaw na ang pangunahing bahagi ng mga cosmic ray ay pinabilis na sisingilin ang mga particle, mga proton, ang termino ay pinanatili. Ang pag-aaral ng bagong kababalaghan ay mabilis na nagsimulang gumawa ng mga resulta na karaniwang itinuturing na "the cutting edge of science."

Ang pagtuklas ng napakataas na enerhiya na mga cosmic particle kaagad (matagal bago nilikha ang proton accelerator) ay nagtaas ng tanong: ano ang mekanismo para sa pagpapabilis ng mga sisingilin na particle sa mga astrophysical na bagay? Ngayon alam natin na ang sagot ay naging hindi mahalaga: isang natural, "kosmiko" na accelerator ay radikal na naiiba mula sa mga gawa ng tao na accelerators.

Sa lalong madaling panahon ay naging malinaw na ang mga cosmic proton, na lumilipad sa pamamagitan ng bagay, ay nakikipag-ugnayan sa nuclei ng mga atomo nito, na nagsilang ng dati nang hindi kilalang hindi matatag na mga particle ng elementarya (pangunahin silang naobserbahan sa kapaligiran ng Earth). Ang pag-aaral ng mekanismo ng kanilang kapanganakan ay nagbukas ng isang mabungang landas para sa pagbuo ng isang taxonomy ng elementarya na mga particle. sa laboratoryo, ang mga proton at electron ay natutong magpabilis at gumawa ng malalaking daloy ng mga ito, na hindi maihahambing na mas siksik kaysa sa mga cosmic ray. Sa huli, ito ay mga eksperimento sa pakikipag-ugnayan ng mga particle na nakatanggap ng enerhiya sa mga accelerators na humantong sa paglikha ng isang modernong larawan ng microworld.

Noong 1938, natuklasan ng French physicist na si Pierre Auger ang isang kahanga-hangang kababalaghan - ang mga pag-ulan ng pangalawang cosmic particle na lumitaw bilang resulta ng pakikipag-ugnayan ng mga pangunahing proton at nuclei ng napakataas na enerhiya sa nuclei ng mga atomo sa atmospera. Ito ay naka-out na sa spectrum ng cosmic ray mayroong mga particle na may enerhiya ng pagkakasunud-sunod ng 10 15 -10 18 eV - milyon-milyong beses na higit pa kaysa sa enerhiya ng mga particle na pinabilis sa laboratoryo. Ang akademikong si Dmitry Vladimirovich Skobeltsyn ay nagbigay ng partikular na kahalagahan sa pag-aaral ng naturang mga particle at kaagad pagkatapos ng digmaan, noong 1947, kasama ang kanyang pinakamalapit na mga kasamahan na sina G. T. Zatsepin at N. A. Dobrotin, ay nag-organisa ng mga komprehensibong pag-aaral ng mga cascades ng pangalawang particle sa kapaligiran, na tinatawag na malawak na air shower ( EAS) . Ang kasaysayan ng mga unang pag-aaral ng cosmic ray ay matatagpuan sa mga aklat ni N. Dobrotin at V. Rossi. Sa paglipas ng panahon, ang paaralan ng D. V. Skobeltsyn ay lumago sa isa sa pinakamalakas sa mundo at sa loob ng maraming taon ay tinukoy ang mga pangunahing direksyon sa pag-aaral ng ultra-high-energy cosmic rays. Ginawang posible ng kanyang mga pamamaraan na palawakin ang hanay ng mga enerhiyang pinag-aaralan mula 10 9 -10 13 eV, na naitala sa mga lobo at satellite, hanggang 10 13 -10 20 eV. Dalawang aspeto ang naging partikular na kaakit-akit sa mga pag-aaral na ito.

Una, naging posible na gumamit ng mga proton na may mataas na enerhiya na nilikha ng kalikasan mismo upang pag-aralan ang kanilang pakikipag-ugnayan sa nuclei ng mga atomo sa atmospera at matukoy ang pinakamagandang istraktura ng mga elementarya na particle.

Pangalawa, naging posible na makahanap ng mga bagay sa kalawakan na may kakayahang pabilisin ang mga particle sa napakataas na enerhiya.

Ang unang aspeto ay hindi naging mabunga gaya ng inaasahan: ang pag-aaral ng magandang istraktura ng elementarya na mga particle ay nangangailangan ng mas maraming data sa pakikipag-ugnayan ng mga proton kaysa sa maibibigay ng cosmic rays. Kasabay nito, ang isang mahalagang kontribusyon sa pag-unawa sa microworld ay ginawa sa pamamagitan ng pag-aaral ng pag-asa sa mga pinaka-pangkalahatang katangian ng pakikipag-ugnayan ng mga proton sa kanilang enerhiya. Sa panahon ng pag-aaral ng mga EAS na natuklasan ang isang tampok sa pagtitiwala sa bilang ng mga pangalawang particle at ang kanilang pamamahagi ng enerhiya sa enerhiya ng pangunahing particle, na nauugnay sa istruktura ng quark-gluon ng mga elementarya na particle. Ang mga data na ito ay nakumpirma sa ibang pagkakataon sa mga eksperimento sa mga accelerator.

Ngayon, ang mga maaasahang modelo ng pakikipag-ugnayan ng mga cosmic ray sa nuclei ng mga atomo sa atmospera ay itinayo, na naging posible na pag-aralan ang spectrum ng enerhiya at komposisyon ng kanilang mga pangunahing particle ng pinakamataas na enerhiya. Naging malinaw na ang mga cosmic ray ay gumaganap ng hindi gaanong papel sa dinamika ng pag-unlad ng Galaxy kaysa sa mga patlang at daloy ng interstellar gas: ang tiyak na enerhiya ng cosmic ray, gas at magnetic field ay humigit-kumulang katumbas ng 1 eV bawat cm 3. Sa ganoong balanse ng enerhiya sa interstellar medium, natural na ipagpalagay na ang acceleration ng cosmic ray particle ay malamang na nangyayari sa parehong mga bagay na responsable para sa pagpainit at pagpapakawala ng gas, halimbawa, sa novae at supernovae sa panahon ng kanilang pagsabog.

Ang unang mekanismo ng cosmic ray acceleration ay iminungkahi ni Enrico Fermi para sa mga proton na chaotically colliding sa magnetized clouds ng interstellar plasma, ngunit hindi maipaliwanag ang lahat ng experimental data. Noong 1977, ipinakita ng Academician na si Hermogenes Filippovich Krymsky na ang mekanismong ito ay dapat na mapabilis ang mga particle sa mga labi ng supernova nang mas malakas sa mga shock wave front, ang mga bilis nito ay mga order ng magnitude na mas mataas kaysa sa bilis ng mga ulap. Ngayon ay mapagkakatiwalaang ipinakita na ang mekanismo ng pagpabilis ng mga cosmic proton at nuclei sa pamamagitan ng isang shock wave sa mga shell ng Supernovae ay pinaka-epektibo. Ngunit malamang na hindi ito magagawang muling gawin sa mga kondisyon ng laboratoryo: ang acceleration ay nangyayari nang medyo mabagal at nangangailangan ng napakalaking halaga ng enerhiya upang mapanatili ang pinabilis na mga particle. Sa mga shell ng supernova, umiiral ang mga kundisyong ito dahil sa likas na katangian ng pagsabog. Kapansin-pansin na ang acceleration ng cosmic rays ay nangyayari sa isang natatanging astrophysical object, na responsable para sa synthesis ng heavy nuclei (mas mabigat kaysa helium) na aktwal na naroroon sa cosmic rays.

Sa ating Galaxy, may ilang kilalang Supernovae na wala pang isang libong taong gulang na na-obserbahan sa mata. Ang pinakasikat ay ang Crab Nebula sa konstelasyon na Taurus ("Ang Alimango" ay ang labi ng pagsabog ng Supernova noong 1054, na binanggit sa silangang mga salaysay), Cassiopeia-A (naobserbahan noong 1572 ng astronomer na si Tycho Brahe) at ang Kepler Supernova sa konstelasyon na Ophiuchus (1680). Ang mga diameter ng kanilang mga shell ngayon ay 5-10 light years (1 light year = 10 16 m), iyon ay, sila ay lumalawak sa bilis ng pagkakasunud-sunod ng 0.01 ang bilis ng liwanag at matatagpuan sa mga distansya na humigit-kumulang sampung libong liwanag. taon mula sa Earth. Ang mga shell ng Supernovae (“nebulae”) ay naobserbahan sa optical, radio, x-ray at gamma-ray range ng Chandra, Hubble at Spitzer space observatories. Mapagkakatiwalaan nilang ipinakita na ang acceleration ng mga electron at proton, na sinamahan ng X-ray radiation, ay aktwal na nangyayari sa mga shell.

Humigit-kumulang 60 supernova na labi na mas bata sa 2000 taon ang maaaring punan ang interstellar space ng mga cosmic ray na may sinusukat na partikular na enerhiya (~1 eV bawat cm 3), habang wala pang sampu sa mga ito ang kilala. Ang kakulangan na ito ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng katotohanan na sa eroplano ng Galaxy, kung saan ang mga bituin at supernovae ay puro, mayroong maraming alikabok, na hindi nagpapadala ng liwanag sa nagmamasid sa Earth. Ang mga obserbasyon sa X-ray at gamma ray, kung saan ang dust layer ay transparent, ay naging posible upang mapalawak ang listahan ng mga naobserbahang "batang" supernova shell. Ang pinakabago sa mga bagong natuklasang shell na ito ay ang Supernova G1.9+0.3, na naobserbahan gamit ang Chandra X-ray telescope simula noong Enero 2008. Ang mga pagtatantya ng laki at rate ng pagpapalawak ng shell nito ay nagpapahiwatig na ito ay sumiklab humigit-kumulang 140 taon na ang nakakaraan, ngunit hindi nakikita sa optical range dahil sa kumpletong pagsipsip ng liwanag nito ng dust layer ng Galaxy.

Ang data sa Supernovae na sumasabog sa ating Milky Way Galaxy ay dinagdagan ng mas mayamang istatistika sa Supernovae sa ibang mga galaxy. Ang direktang kumpirmasyon ng pagkakaroon ng pinabilis na mga proton at nuclei ay gamma radiation na may mataas na enerhiya na mga photon na nagreresulta mula sa pagkabulok ng mga neutral na pions - mga produkto ng pakikipag-ugnayan ng mga proton (at nuclei) sa pinagmulang bagay. Ang ganitong mga photon ng pinakamataas na enerhiya ay sinusunod gamit ang mga teleskopyo na nagtatala ng Vavilov-Cherenkov glow na ibinubuga ng pangalawang mga particle ng EAS. Ang pinaka-advanced na instrumento ng ganitong uri ay isang anim na teleskopyo array na ginawa sa pakikipagtulungan sa HESS sa Namibia. Ang gamma ray ng Crab ang unang nasukat, at ang intensity nito ang naging sukatan ng intensity para sa iba pang pinagmumulan.

Ang nakuha na resulta ay hindi lamang nagpapatunay sa pagkakaroon ng isang mekanismo para sa acceleration ng mga proton at nuclei sa isang Supernova, ngunit nagbibigay-daan din sa amin upang tantiyahin ang spectrum ng pinabilis na mga particle: ang spectra ng "pangalawang" gamma ray at "pangunahing" proton at nuclei ay Napakalapit. Ang magnetic field sa Crab at ang laki nito ay nagpapahintulot sa acceleration ng mga proton sa mga energies ng order na 10 15 eV. Ang spectra ng mga cosmic ray particle sa pinagmulan at sa interstellar medium ay medyo naiiba, dahil ang posibilidad ng mga particle na umalis sa pinagmulan at ang buhay ng mga particle sa Galaxy ay nakasalalay sa enerhiya at singil ng particle. Ang paghahambing ng spectrum ng enerhiya at komposisyon ng mga cosmic ray na sinusukat malapit sa Earth sa spectrum at komposisyon sa pinagmulan ay naging posible upang maunawaan kung gaano katagal naglalakbay ang mga particle sa mga bituin. Mayroong mas maraming lithium, beryllium at boron nuclei sa mga cosmic ray na malapit sa Earth kaysa sa pinagmulan - ang kanilang karagdagang numero ay lumilitaw bilang resulta ng pakikipag-ugnayan ng mas mabibigat na nuclei sa interstellar gas. Sa pamamagitan ng pagsukat sa pagkakaibang ito, kinakalkula namin ang halaga ng X ng sangkap kung saan dumaan ang mga cosmic ray habang gumagala sa interstellar medium. Sa nuclear physics, ang dami ng bagay na nakatagpo ng isang particle sa landas nito ay sinusukat sa g/cm2. Ito ay dahil sa ang katunayan na upang makalkula ang pagbawas sa pagkilos ng bagay ng mga particle sa mga banggaan sa nuclei ng bagay, kinakailangang malaman ang bilang ng mga banggaan ng isang particle na may nuclei na may iba't ibang mga lugar (mga seksyon) na nakahalang sa direksyon. ng butil. Sa pamamagitan ng pagpapahayag ng dami ng bagay sa mga yunit na ito, ang isang solong sukat ng pagsukat ay nakuha para sa lahat ng nuclei.

Ang nahanap na halaga ng eksperimental na X ~ 5-10 g/cm 2 ay nagbibigay-daan sa amin na tantyahin ang panghabambuhay na t ng cosmic ray sa interstellar medium: t X/ρc, kung saan ang c ay ang bilis ng particle, humigit-kumulang katumbas ng bilis ng liwanag, ρ ~10 –24 g/cm3 ang average na density ng interstellar medium. Kaya't ang buhay ng mga cosmic ray ay humigit-kumulang 10 8 taon. Ang oras na ito ay mas mahaba kaysa sa oras ng paglipad ng isang particle na gumagalaw sa bilis na c sa isang tuwid na linya mula sa pinagmulan hanggang sa Earth (3·10 4 na taon para sa pinakamalayong pinagmumulan sa gilid ng Galaxy sa tapat natin). Nangangahulugan ito na ang mga particle ay hindi gumagalaw sa isang tuwid na linya, ngunit nakakaranas ng scattering. Ang magulong magnetic field ng mga kalawakan na may induction B ~ 10 –6 gauss (10 –10 tesla) ay gumagalaw sa kanila sa isang bilog na may radius (gyroradius) R = E/3 x 10 4 B, kung saan ang R ay nasa m, E ang particle enerhiya sa eV, V - magnetic field induction sa gauss. Sa katamtamang enerhiya ng particle E< 10 17 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·10 20 м).

Humigit-kumulang sa isang tuwid na linya, ang mga particle lamang na may enerhiya E > 10 19 eV ang magmumula sa pinagmulan. Samakatuwid, ang direksyon ng mga particle na may mga enerhiya na mas mababa sa 10 19 eV na lumilikha ng mga EAS ay hindi nagpapahiwatig ng kanilang pinagmulan. Sa rehiyon ng enerhiya na ito, ang natitira lamang ay ang pagmasdan ang pangalawang radiation na nabuo sa mga pinagmumulan mismo ng mga proton at cosmic ray nuclei. Sa nakikitang rehiyon ng enerhiya ng gamma radiation (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.

Ang ideya ng mga cosmic ray bilang isang "lokal" na kababalaghang galactic ay naging totoo lamang para sa mga particle ng katamtamang enerhiya 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.

Noong 1958, natuklasan nina Georgiy Borisovich Christiansen at German Viktorovich Kulikov ang isang matalim na pagbabago sa hitsura ng spectrum ng enerhiya ng mga cosmic ray sa isang enerhiya ng pagkakasunud-sunod ng 3·10 15 eV. Sa mga enerhiya sa ibaba ng halagang ito, ang pang-eksperimentong data sa spectrum ng mga particle ay karaniwang ipinakita sa isang "kapangyarihan" na anyo upang ang bilang ng mga particle N na may ibinigay na enerhiya E ay itinuturing na inversely proporsyonal sa enerhiya ng particle sa kapangyarihan γ: N(E )=a/E γ (γ ay ang differential exponent spectrum). Hanggang sa isang enerhiya na 3·10 15 eV, ang indicator γ = 2.7, ngunit sa paglipat sa mas matataas na enerhiya ang spectrum ng enerhiya ay nakakaranas ng isang "kink": para sa mga energies E > 3·10 15 eV γ ay nagiging 3.15. Natural na iugnay ang pagbabagong ito sa spectrum sa paglapit ng enerhiya ng mga pinabilis na particle sa pinakamataas na posibleng halaga na kinakalkula para sa mekanismo ng acceleration sa Supernovae. Ang paliwanag na ito ng break sa spectrum ay sinusuportahan din ng nuklear na komposisyon ng mga pangunahing particle sa hanay ng enerhiya na 10 15 -10 17 eV. Ang pinaka-maaasahang impormasyon tungkol dito ay ibinibigay ng mga kumplikadong pag-install ng EAS - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade". Sa kanilang tulong, nakakakuha ang isang tao hindi lamang ng impormasyon tungkol sa enerhiya ng pangunahing nuclei, kundi pati na rin ang mga parameter depende sa kanilang mga atomic na numero - ang "lapad" ng shower, ang ratio sa pagitan ng bilang ng mga electron at muon, sa pagitan ng bilang ng mga pinaka-energetic. mga electron at ang kanilang kabuuang bilang. Ang lahat ng data na ito ay nagpapahiwatig na sa isang pagtaas sa enerhiya ng mga pangunahing particle mula sa kaliwang hangganan ng spectrum bago ito masira sa enerhiya pagkatapos ng break, ang kanilang average na mass ay tumataas. Ang pagbabagong ito sa mass composition ng mga particle ay pare-pareho sa modelo ng particle acceleration sa Supernovae - ito ay limitado ng maximum na enerhiya, na nakasalalay sa singil ng particle. Para sa mga proton, ang pinakamataas na enerhiyang ito ay nasa order na 3·10 15 eV at tumataas sa proporsyon sa singil ng pinabilis na particle (nucleus), upang ang iron nuclei ay epektibong mapabilis hanggang ~10 17 eV. Ang intensity ng particle na dumadaloy na may enerhiya na lumalampas sa maximum ay mabilis na bumababa.

Ngunit ang pagpaparehistro ng mga particle na may mas mataas na enerhiya (~3·10 18 eV) ay nagpakita na ang spectrum ng cosmic rays ay hindi lamang hindi nasisira, ngunit bumabalik sa anyo na naobserbahan bago ang break!

Ang mga sukat ng spectrum ng enerhiya sa rehiyon ng enerhiya na "ultra-high" (E > 10 18 eV) ay napakahirap dahil sa maliit na bilang ng mga naturang particle. Upang obserbahan ang mga bihirang kaganapang ito, kinakailangan na lumikha ng isang network ng mga detektor para sa daloy ng mga particle ng EAS at ang radiation ng Vavilov-Cherenkov at ionization radiation (atmospheric fluorescence) na nabuo ng mga ito sa kapaligiran sa isang lugar na daan-daan at kahit libu-libo. ng square kilometers. Para sa gayong malaki, kumplikadong mga pag-install, ang mga lokasyon ay pinili na may limitadong pang-ekonomiyang aktibidad, ngunit may kakayahang matiyak ang maaasahang operasyon ng isang malaking bilang ng mga detektor. Ang nasabing mga pag-install ay unang itinayo sa mga lugar na sampu-sampung kilometro kuwadrado (Yakutsk, Havera Park, Akeno), pagkatapos ay daan-daan (AGASA, Fly's Eye, HiRes), at sa wakas, ang mga pag-install ng libu-libong kilometro kuwadrado ay ginagawa na ngayon (Pierre Auger Observatory sa Argentina, Telescopic installation sa Utah, USA).

Ang susunod na hakbang sa pag-aaral ng ultra-high-energy cosmic rays ay ang pagbuo ng isang paraan para sa pag-detect ng mga EAS sa pamamagitan ng pagmamasid sa atmospheric fluorescence mula sa kalawakan. Sa pakikipagtulungan sa ilang mga bansa, ang Russia ay lumilikha ng unang space EAS detector, ang proyektong TUS. Ang isa pang naturang detector ay inaasahang mai-install sa International Space Station ISS (JEM-EUSO at KLPVE projects).

Ano ang alam natin ngayon tungkol sa ultra-high energy cosmic rays? Ang mas mababang figure ay nagpapakita ng spectrum ng enerhiya ng mga cosmic ray na may mga enerhiya na higit sa 10 18 eV, na nakuha gamit ang pinakabagong henerasyon na mga pag-install (HiRes, Pierre Auger Observatory) kasama ang data sa mga cosmic ray ng mas mababang enerhiya, na, tulad ng ipinapakita sa itaas, ay nabibilang sa ang Milky Way Galaxy. Makikita na sa energies 3·10 18 -3·10 19 eV ang differential energy spectrum index ay bumaba sa halagang 2.7-2.8, eksaktong kapareho ng naobserbahan para sa galactic cosmic rays, kapag ang particle energies ay mas mababa kaysa sa maximum na posible para sa mga galactic accelerators. Hindi ba ito nagpapahiwatig na sa ultra-high energies ang pangunahing daloy ng mga particle ay nilikha ng mga accelerators ng extragalactic na pinagmulan na may pinakamataas na enerhiya na mas mataas kaysa sa galactic? Ang break sa spectrum ng galactic cosmic rays ay nagpapakita na ang kontribusyon ng extragalactic cosmic rays ay nagbabago nang husto sa paglipat mula sa rehiyon ng katamtamang enerhiya 10 14 -10 16 eV, kung saan ito ay humigit-kumulang 30 beses na mas mababa kaysa sa kontribusyon ng mga galactic (ang spectrum ipinahiwatig ng may tuldok na linya sa figure), sa rehiyon ng ultra-high energies kung saan ito ay nagiging nangingibabaw.

Sa nakalipas na mga dekada, maraming data ng astronomya ang naipon sa mga extragalactic na bagay na may kakayahang pabilisin ang mga naka-charge na particle sa mga enerhiya na mas mataas kaysa sa 10 19 eV. Ang isang malinaw na senyales na ang isang bagay na may sukat na D ay maaaring mapabilis ang mga particle sa enerhiya E ay ang presensya sa kabuuan ng bagay na ito ng isang magnetic field B na ang gyroradius ng particle ay mas mababa sa D. Ang mga naturang kandidato na pinagmumulan ay kinabibilangan ng mga radio galaxies (nagpapalabas ng malakas na radio emissions) ; nuclei ng mga aktibong galaxy na naglalaman ng mga black hole; nagbabanggaan na mga kalawakan. Lahat ng mga ito ay naglalaman ng mga jet ng gas (plasma) na gumagalaw sa napakalaking bilis, na papalapit sa bilis ng liwanag. Ang ganitong mga jet ay gumaganap ng papel ng mga shock wave na kinakailangan para sa pagpapatakbo ng accelerator. Upang matantya ang kanilang kontribusyon sa naobserbahang intensity ng cosmic rays, kinakailangang isaalang-alang ang pamamahagi ng mga mapagkukunan sa mga distansya mula sa Earth at ang pagkawala ng enerhiya ng mga particle sa intergalactic space. Bago ang pagtuklas ng background cosmic radio emission, ang intergalactic space ay tila "walang laman" at transparent hindi lamang sa electromagnetic radiation, kundi pati na rin sa mga ultra-high energy particle. Ang density ng gas sa intergalactic space, ayon sa astronomical data, ay napakaliit (10 –29 g/cm 3) na kahit na sa napakalaking distansya ng daan-daang bilyong light years (10 24 m) na mga particle ay hindi nakakaharap sa nuclei ng gas mga atomo. Gayunpaman, nang lumabas na ang Uniberso ay puno ng mga photon na mababa ang enerhiya (humigit-kumulang 500 photon/cm 3 na may enerhiya na E f ~ 10 –3 eV) na natitira pagkatapos ng Big Bang, naging malinaw na ang mga proton at nuclei na may enerhiya na mas malaki kaysa sa Ang E ~ 5 10 19 eV, ang limitasyon ng Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), ay dapat makipag-ugnayan sa mga photon at mawala ang karamihan sa kanilang enerhiya sa isang landas na higit sa sampu-sampung milyong light years. Kaya, ang napakaraming bahagi ng Uniberso, na matatagpuan sa mga distansya na higit sa 10 7 light years mula sa amin, ay naging hindi mapupuntahan para sa pagmamasid sa mga sinag na may enerhiya na higit sa 5·10 19 eV. Ang kamakailang pang-eksperimentong data sa spectrum ng ultra-high energy cosmic rays (HiRes installation, Pierre Auger Observatory) ay nagpapatunay sa pagkakaroon ng limitasyon ng enerhiya na ito para sa mga particle na naobserbahan mula sa Earth.

Tulad ng nakikita mo, napakahirap na pag-aralan ang pinagmulan ng ultra-high energy cosmic rays: ang karamihan sa mga posibleng pinagmumulan ng cosmic rays ng pinakamataas na energies (sa itaas ng limitasyon ng GZK) ay napakalayo na ang mga particle ay nawawalan ng enerhiya na nakuha. sa pinanggalingan patungo sa Earth. At sa mga enerhiya na mas mababa sa limitasyon ng GZK, ang pagpapalihis ng mga particle sa pamamagitan ng magnetic field ng Galaxy ay malaki pa rin, at ang direksyon ng pagdating ng mga particle ay malamang na hindi maipahiwatig ang posisyon ng pinagmulan sa celestial sphere.

Sa paghahanap ng mga pinagmumulan ng ultra-high energy cosmic rays, isang pagsusuri ng ugnayan ng nasusukat na eksperimental na direksyon ng pagdating ng mga particle na may sapat na mataas na enerhiya ay ginagamit - na ang mga patlang ng Galaxy ay bahagyang pinalihis ang mga particle mula sa direksyon patungo sa pinagmulan. Ang mga naunang pag-install ng henerasyon ay hindi pa nagbibigay ng nakakumbinsi na data sa ugnayan ng direksyon ng pagdating ng mga particle na may mga coordinate ng anumang espesyal na napiling klase ng mga astrophysical na bagay. Ang pinakabagong data mula sa Pierre Auger Observatory ay maaaring ituring bilang isang pag-asa para sa pagkuha ng data sa mga darating na taon sa papel ng mga mapagkukunan ng uri ng AGN sa paglikha ng matinding daloy ng particle na may mga enerhiya sa pagkakasunud-sunod ng limitasyon ng GZK.

Kapansin-pansin, ang pag-install ng AGASA ay nakatanggap ng mga indikasyon ng pagkakaroon ng "walang laman" na mga direksyon (yaong kung saan walang kilalang mga mapagkukunan), kung saan dalawa o kahit tatlong particle ang dumating sa panahon ng pagmamasid. Ito ay pumukaw ng malaking interes sa mga physicist na kasangkot sa kosmolohiya - ang agham ng pinagmulan at pag-unlad ng Uniberso, na inextricably nauugnay sa pisika ng elementarya particle. Ito ay lumiliko na ang ilang mga modelo ng istraktura ng microworld at ang pag-unlad ng Uniberso (Big Bang theory) ay hinuhulaan ang pangangalaga sa modernong Uniberso ng mga supermassive elementary particle na may mass ng pagkakasunud-sunod ng 10 23 -10 24 eV, kung saan ang bagay ay dapat na binubuo sa pinakamaagang yugto ng Big Bang. Ang kanilang pamamahagi sa Uniberso ay hindi masyadong malinaw: maaari silang maging pantay na ipamahagi sa kalawakan, o "maakit" sa napakalaking mga rehiyon ng Uniberso. Ang kanilang pangunahing tampok ay ang mga particle na ito ay hindi matatag at maaaring mabulok sa mas magaan, kabilang ang mga matatag na proton, photon at neutrino, na nakakakuha ng napakalaking kinetic energies - higit sa 10 20 eV. Ang mga lugar kung saan pinananatili ang mga naturang particle (topological defects ng Universe) ay maaaring maging mapagkukunan ng mga proton, photon o ultra-high energy neutrino.

Tulad ng sa kaso ng galactic sources, ang pagkakaroon ng extragalactic ultra-high-energy cosmic ray accelerators ay kinumpirma ng data mula sa gamma-ray detector, halimbawa, ang HESS telescope, na naglalayong sa itaas na extragalactic na mga bagay - mga kandidato para sa cosmic ray source.

Kabilang sa mga ito, ang pinaka-promising ay ang mga aktibong galactic nuclei (AGN) na may mga jet ng gas. Ang isa sa mga pinaka-pinag-aralan na bagay sa pag-install ng HESS ay ang M87 galaxy sa constellation Virgo, sa layong 50 milyong light years mula sa ating Galaxy. Sa gitna nito ay may isang black hole, na nagbibigay ng enerhiya sa mga prosesong malapit dito at, sa partikular, sa higanteng jet ng plasma na kabilang sa kalawakang ito. Ang acceleration ng cosmic rays sa M87 ay direktang nakumpirma ng mga obserbasyon ng gamma radiation nito, ang energy spectrum ng mga photon na may enerhiya na 1-10 TeV (10 12 -10 13 eV), na naobserbahan sa pag-install ng HESS. Ang naobserbahang intensity ng gamma-ray mula sa M87 ay humigit-kumulang 3% ng intensity ng Crab. Isinasaalang-alang ang pagkakaiba sa distansya sa mga bagay na ito (5000 beses), nangangahulugan ito na ang ningning ng M87 ay lumampas sa ningning ng Crab ng 25 milyong beses!

Ang mga modelo ng particle acceleration na nabuo para sa bagay na ito ay nagpapahiwatig na ang intensity ng mga particle na pinabilis sa M87 ay maaaring maging napakahusay na kahit na sa layo na 50 milyong light years, ang kontribusyon mula sa mapagkukunang ito ay maaaring makagawa ng naobserbahang intensity ng cosmic rays na may mga enerhiya na higit sa 10 19 eV. .

Ngunit narito ang isang misteryo: sa modernong data sa mga EAS patungo sa pinagmulang ito ay walang labis na mga particle na may enerhiya ng pagkakasunud-sunod na 10 19 eV. Ngunit hindi ba lalabas ang pinagmumulan na ito sa mga resulta ng mga eksperimento sa espasyo sa hinaharap, sa gayong mga enerhiya kapag ang malalayong pinagmumulan ay hindi na nag-aambag sa mga naobserbahang kaganapan? Ang sitwasyon na may break sa spectrum ng enerhiya ay maaaring ulitin muli, halimbawa sa isang enerhiya na 2·10 20 . Ngunit sa pagkakataong ito ang pinagmulan ay dapat na nakikita sa mga sukat ng direksyon ng tilapon ng pangunahing particle, dahil ang mga energies > 2·10 20 eV ay napakataas na ang mga particle ay hindi dapat malihis sa galactic magnetic field.

Tulad ng nakikita natin, pagkatapos ng isang siglo ng pag-aaral ng mga cosmic ray, muli tayong naghihintay para sa mga bagong pagtuklas, sa pagkakataong ito ang ultra-high energy na cosmic radiation, ang likas na katangian nito ay hindi pa rin kilala, ngunit maaaring maglaro ng isang mahalagang papel sa istraktura ng Uniberso.

Panitikan

Dobrotin N. A. Cosmic ray. - M.: Publishing house. USSR Academy of Sciences, 1963.

Murzin V.S. Panimula sa cosmic ray physics. - M.: Publishing house. Moscow State University, 1988.

Panasyuk M. I. Wanderers of the Universe, o Echo of the Big Bang. - Fryazino: "Vek2", 2005.

Rossi B. Cosmic rays. - M.: Atomizdat, 1966.

Khrenov B.A. Relativistic meteors // Science in Russia, 2001, No. 4.

Khrenov B. A. at Panasyuk M. I. Mga mensahero ng kalawakan: malayo o malapit? // Kalikasan, 2006, No. 2.

Khrenov B. A. at Klimov P. A. Inaasahan ang pagtuklas // Kalikasan, 2008, No. 4.

Encyclopedic YouTube

1 / 5

✪ Cosmic ray: ano ang mga ito?

✪ NASA: nag-aaral ng COSMIC RAYS

✪ Ultra-high energy cosmic rays - Sergey Troitsky

✪ ANG MISTERYO NG COSMIC RAY

✪ Mahusay sa maliit. Eksperimento ng cosmic ray

Mga subtitle

Pangunahing impormasyon

Pisika ng cosmic ray itinuturing na bahagi mataas na enerhiya na pisika At pisika ng butil.

Physics ng cosmic rays pag-aaral:

mga proseso na humahantong sa paglitaw at pagpabilis ng mga cosmic ray;
mga particle ng cosmic ray, ang kanilang kalikasan at mga katangian;
mga phenomena na dulot ng mga cosmic ray particle sa outer space, ang atmosphere ng Earth at mga planeta.

Ang pag-aaral sa mga daloy ng high-energy charged at neutral na cosmic particle na bumabagsak sa hangganan ng kapaligiran ng Earth ay ang pinakamahalagang gawaing pang-eksperimento.

Pag-uuri ayon sa pinagmulan ng cosmic ray:

sa labas ng ating Galaxy
sa Galaxy
sa araw
sa interplanetary space

Pangunahin Nakaugalian na ang pagtawag ng extragalactic at galactic ray. Pangalawa Nakaugalian na tawagan ang mga daloy ng butil na dumadaan at nagbabago sa kapaligiran ng Earth.

Ang mga cosmic ray ay isang bahagi ng natural na radiation (background radiation) sa ibabaw ng Earth at sa atmospera.

Bago ang pag-unlad ng teknolohiya ng accelerator, ang mga cosmic ray ay nagsilbing tanging pinagmumulan ng mga elementarya na may mataas na enerhiya na mga particle. Kaya, positron At muon ay unang natagpuan sa cosmic ray.

Ang spectrum ng enerhiya ng mga cosmic ray ay binubuo ng 43% na enerhiya mga proton, isa pang 23% - mula sa enerhiya helium(mga particle ng alpha) at 34% ng enerhiya na inilipat ng natitirang mga particle.

Sa pamamagitan ng numero ng butil, ang mga cosmic ray ay 92% proton, 6% helium nuclei, humigit-kumulang 1% mas mabibigat na elemento, at mga 1% na electron. Kapag nag-aaral ng mga mapagkukunan ng cosmic ray sa labas Solar system ang proton-nuclear component ay pangunahing nakikita ng flux na nililikha nito gamma ray orbital gamma-ray telescope, at ang electronic component - ayon sa nabuo nito synchrotron radiation, na bumabagsak sa banda ng radyo(sa partikular, para sa mga metro wave - kapag nag-radiated sa isang magnetic field daluyan ng interstellar), at may malakas na magnetic field sa lugar ng cosmic ray source - at sa mas mataas na frequency range. Samakatuwid, ang elektronikong bahagi ay maaari ding makita ng mga instrumentong pang-astronomiya na nakabatay sa lupa.

Ayon sa kaugalian, ang mga particle na sinusunod sa mga cosmic ray ay nahahati sa mga sumusunod na grupo: 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),\alpha (Z=2),L(Z=3-5),M(Z=6-9),H(Z\geqslant 10),VH(Z\geqslant 20))(ayon sa pagkakabanggit, mga proton, mga particle ng alpha, magaan, katamtaman, mabigat at napakabigat). Ang isang tampok ng kemikal na komposisyon ng pangunahing cosmic radiation ay ang anomalously mataas (ilang libong beses) na nilalaman ng pangkat L nuclei ( lithium , beryllium , boron) kumpara sa komposisyon ng mga bituin at interstellar gas. Ang kababalaghan na ito ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng katotohanan na ang mekanismo ng pagbuo ng mga cosmic particle ay pangunahing nagpapabilis ng mabibigat na nuclei, na, kapag nakikipag-ugnayan sa mga proton ng interstellar medium, ay nabubulok sa mas magaan na nuclei. Ang pagpapalagay na ito ay kinumpirma ng katotohanan na ang mga CL ay may napakataas na antas isotropy.

Kasaysayan ng cosmic ray physics

Noong 1921-1925, Amerikanong pisiko Milliken, na pinag-aaralan ang pagsipsip ng cosmic radiation sa atmospera ng Earth depende sa observation altitude, natuklasan na sa lead ang radiation na ito ay hinihigop sa parehong paraan tulad ng gamma radiation mga core. Si Millikan ang unang tumawag sa radiation na ito na cosmic ray. Noong 1925, ang mga pisikong Sobyet na sina L.A. Tuvim at L. V. Mysovsky sinusukat ang pagsipsip ng cosmic radiation sa tubig: ito ay lumabas na ang radiation na ito ay hinihigop ng sampung beses na mas mababa kaysa sa gamma radiation ng nuclei. Natuklasan din nina Mysovsky at Tuwim na ang intensity ng radiation ay nakasalalay sa barometric pressure - natuklasan nila ang "barometric effect". Mga eksperimento D. V. Skobeltsyna na may isang silid ng ulap na inilagay sa isang palaging magnetic field, ginawa nilang posible na "makita", dahil sa ionization, mga bakas (mga track) ng mga cosmic particle. Natuklasan ni D. V. Skobeltsyn ang mga pag-ulan ng mga cosmic particle. Ang mga eksperimento sa cosmic ray ay naging posible upang makagawa ng ilang pangunahing pagtuklas para sa pisika ng microworld.

Solar cosmic ray

Ang mga solar cosmic ray (SCR) ay mga masiglang sisingilin na mga particle - mga electron, proton at nuclei - na iniksyon ng Araw sa interplanetary space. Ang enerhiya ng SCR ay mula sa ilang keV hanggang sa ilang GeV. Sa ibabang bahagi ng hanay na ito, ang mga SCR ay hangganan sa mga proton ng mabilis na daloy solar wind. Lumilitaw ang mga particle ng SCR dahil sa solar flares.

Mga ultra-high energy na cosmic ray

Ang enerhiya ng ilang mga particle ay lumampas limitasyon ng GZK(Greisen - Zatsepin - Kuzmina) - teoretikal na limitasyon ng enerhiya para sa mga cosmic ray 5⋅10 19 eV, sanhi ng kanilang pakikipag-ugnayan sa mga photon radiation ng background ng cosmic microwave. Ilang dosenang mga particle ang naitala ng AGASA observatory sa loob ng isang taon. (Ingles) Ruso. Ang mga obserbasyong ito ay wala pang sapat na napatunayang siyentipikong paliwanag.

Pagtuklas ng mga cosmic ray

Sa loob ng mahabang panahon pagkatapos ng pagtuklas ng mga cosmic ray, ang mga pamamaraan para sa pagrehistro sa kanila ay hindi naiiba sa mga pamamaraan para sa pagrehistro ng mga particle sa mga accelerator, kadalasan - mga metro ng paglabas ng gas o nuclear photographic emulsions, itinaas sa stratosphere, o sa outer space. Ngunit ang pamamaraang ito ay hindi pinapayagan ang mga sistematikong obserbasyon ng mga particle na may mataas na enerhiya, dahil medyo bihira ang mga ito, at ang espasyo kung saan ang isang counter ay maaaring magsagawa ng mga obserbasyon ay limitado sa laki nito.

Ang mga modernong obserbatoryo ay nagpapatakbo sa iba't ibang mga prinsipyo. Kapag ang isang particle na may mataas na enerhiya ay pumasok sa atmospera, nakikipag-ugnayan ito sa mga atomo ng hangin sa unang 100 g/cm², na nagbubunga ng isang buong pagkagulo ng mga particle, higit sa lahat peonies At muons, na, sa turn, ay nagsilang ng iba pang mga particle, at iba pa. Ang isang kono ng mga particle ay nabuo, na tinatawag na shower. Ang ganitong mga particle ay gumagalaw sa bilis na lumalampas sa bilis ng liwanag sa hangin, na nagiging sanhi Cherenkov glow, naitala ng mga teleskopyo. Ginagawang posible ng pamamaraang ito na subaybayan ang mga lugar ng kalangitan na sumasaklaw sa daan-daang kilometro kuwadrado.

Mga implikasyon para sa paglipad sa kalawakan

Mga astronaut ISS kapag ipinikit nila ang kanilang mga mata, hindi hihigit sa isang beses bawat 3 minuto, nakakakita sila ng mga kislap ng liwanag; marahil ang hindi pangkaraniwang bagay na ito ay nauugnay sa epekto ng mga particle na may mataas na enerhiya na pumapasok sa retina. Gayunpaman, hindi ito nakumpirma sa eksperimento; posible na ang epektong ito ay may eksklusibong sikolohikal na pundasyon.

Boris Arkadyevich Khrenov,
Doktor ng Physical and Mathematical Sciences, Research Institute of Nuclear Physics na pinangalanan. D. V. Skobeltsyn Moscow State University. M. V. Lomonosova
"Agham at Buhay" Blg. 10, 2008

Halos isang daang taon na ang lumipas mula nang matuklasan ang mga cosmic ray - mga daloy ng mga sisingilin na particle na nagmumula sa kailaliman ng Uniberso. Simula noon, maraming mga pagtuklas na may kaugnayan sa cosmic radiation ang nagawa, ngunit maraming misteryo pa rin ang nananatili. Ang isa sa mga ito ay marahil ang pinaka nakakaintriga: saan nagmumula ang mga particle na may enerhiya na higit sa 10 20 eV, iyon ay, halos isang bilyong trilyong electron volts, isang milyong beses na mas malaki kaysa sa makukuha sa pinakamalakas na accelerator - ang Large Hadron Collider? Anong mga puwersa at patlang ang nagpapabilis ng mga particle sa gayong napakalaking enerhiya?

Sa lalong madaling panahon ay naging malinaw na ang mga cosmic proton, na lumilipad sa pamamagitan ng bagay, ay nakikipag-ugnayan sa nuclei ng mga atomo nito, na nagsilang ng dati nang hindi kilalang hindi matatag na mga particle ng elementarya (pangunahin silang naobserbahan sa kapaligiran ng Earth). Ang pag-aaral ng mekanismo ng kanilang kapanganakan ay nagbukas ng isang mabungang landas para sa pagbuo ng isang taxonomy ng elementarya na mga particle. Sa laboratoryo, natutunan nilang pabilisin ang mga proton at electron at gumawa ng malalaking daloy ng mga ito, na hindi maihahambing na mas siksik kaysa sa mga cosmic ray. Sa huli, ito ay mga eksperimento sa pakikipag-ugnayan ng mga particle na nakatanggap ng enerhiya sa mga accelerators na humantong sa paglikha ng isang modernong larawan ng microworld.

Noong 1938, natuklasan ng French physicist na si Pierre Auger ang isang kahanga-hangang kababalaghan - ang mga pag-ulan ng pangalawang cosmic particle na lumitaw bilang resulta ng pakikipag-ugnayan ng mga pangunahing proton at nuclei ng napakataas na enerhiya sa nuclei ng mga atomo sa atmospera. Ito ay naka-out na sa spectrum ng cosmic rays mayroong mga particle na may enerhiya ng pagkakasunud-sunod ng 10 15 –10 18 eV - milyon-milyong beses na higit pa kaysa sa enerhiya ng mga particle na pinabilis sa laboratoryo. Ang akademikong si Dmitry Vladimirovich Skobeltsyn ay nagbigay ng partikular na kahalagahan sa pag-aaral ng naturang mga particle at kaagad pagkatapos ng digmaan, noong 1947, kasama ang kanyang pinakamalapit na mga kasamahan na sina G. T. Zatsepin at N. A. Dobrotin, ay nag-organisa ng mga komprehensibong pag-aaral ng mga cascades ng pangalawang particle sa kapaligiran, na tinatawag na malawak na air shower ( EAS) . Ang kasaysayan ng mga unang pag-aaral ng cosmic ray ay matatagpuan sa mga aklat ni N. Dobrotin at V. Rossi. Sa paglipas ng panahon, ang paaralan ng D.V. Ang Skobeltsyna ay lumago sa isa sa pinakamakapangyarihan sa mundo at sa loob ng maraming taon ay tinukoy ang mga pangunahing direksyon sa pag-aaral ng ultra-high-energy cosmic rays. Ginawang posible ng kanyang mga pamamaraan na palawakin ang hanay ng mga enerhiyang pinag-aaralan mula 10 9 –10 13 eV, na naitala sa mga lobo at satellite, hanggang 10 13 –10 20 eV. Dalawang aspeto ang naging partikular na kaakit-akit sa mga pag-aaral na ito.

Pangalawa, naging posible na makahanap ng mga bagay sa kalawakan na may kakayahang pabilisin ang mga particle sa napakataas na enerhiya.

Humigit-kumulang 60 supernova na labi na mas bata sa 2000 taon ang maaaring punan ang interstellar space ng mga cosmic ray na may sinusukat na partikular na enerhiya (~1 eV bawat cm 3), habang wala pang sampu sa mga ito ang kilala. Ang kakulangan na ito ay ipinaliwanag sa pamamagitan ng katotohanan na sa eroplano ng Galaxy, kung saan ang mga bituin at supernovae ay puro, mayroong maraming alikabok, na hindi nagpapadala ng liwanag sa nagmamasid sa Earth. Ang mga obserbasyon sa X-ray at gamma ray, kung saan ang layer ng alikabok ay transparent, ay naging posible upang mapalawak ang listahan ng mga naobserbahang "batang" supernova shell. Ang pinakabago sa mga bagong natuklasang shell na ito ay ang Supernova G1.9+0.3, na naobserbahan gamit ang Chandra X-ray telescope simula noong Enero 2008. Ang mga pagtatantya ng laki at rate ng pagpapalawak ng shell nito ay nagpapahiwatig na ito ay sumiklab humigit-kumulang 140 taon na ang nakakaraan, ngunit hindi nakikita sa optical range dahil sa kumpletong pagsipsip ng liwanag nito ng dust layer ng Galaxy.

Ang data sa Supernovae na sumasabog sa ating Milky Way Galaxy ay dinagdagan ng mas mayamang istatistika sa Supernovae sa ibang mga galaxy. Ang direktang kumpirmasyon ng pagkakaroon ng pinabilis na mga proton at nuclei ay gamma radiation na may mataas na enerhiya na mga photon na nagreresulta mula sa pagkabulok ng mga neutral na pions - mga produkto ng pakikipag-ugnayan ng mga proton (at nuclei) sa pinagmulang bagay. Ang ganitong mga photon na may mataas na enerhiya ay sinusunod gamit ang mga teleskopyo na nakakakita ng Vavilov-Cherenkov glow na ibinubuga ng pangalawang mga particle ng EAS. Ang pinaka-advanced na instrumento ng ganitong uri ay isang anim na teleskopyo array na ginawa sa pakikipagtulungan sa HESS sa Namibia. Ang gamma ray ng Crab ang unang nasukat, at ang intensity nito ang naging sukatan ng intensity para sa iba pang pinagmumulan.

Ang nakuha na resulta ay hindi lamang nagpapatunay sa pagkakaroon ng isang mekanismo para sa acceleration ng mga proton at nuclei sa isang Supernova, ngunit nagbibigay-daan din sa amin upang tantiyahin ang spectrum ng pinabilis na mga particle: ang spectra ng "pangalawang" gamma ray at "pangunahing" proton at nuclei ay Napakalapit. Ang magnetic field sa Crab at ang laki nito ay nagpapahintulot sa acceleration ng mga proton sa mga energies ng order na 10 15 eV. Ang spectra ng mga cosmic ray particle sa pinagmulan at sa interstellar medium ay medyo naiiba, dahil ang posibilidad ng mga particle na umalis sa pinagmulan at ang buhay ng mga particle sa Galaxy ay nakasalalay sa enerhiya at singil ng particle. Ang paghahambing ng spectrum ng enerhiya at komposisyon ng mga cosmic ray na sinusukat malapit sa Earth sa spectrum at komposisyon sa pinagmulan ay naging posible upang maunawaan kung gaano katagal naglalakbay ang mga particle sa mga bituin. Mayroong mas maraming lithium, beryllium at boron nuclei sa mga cosmic ray na malapit sa Earth kaysa sa pinagmulan - ang kanilang karagdagang numero ay lumilitaw bilang resulta ng pakikipag-ugnayan ng mas mabibigat na nuclei sa interstellar gas. Sa pamamagitan ng pagsukat sa pagkakaibang ito, kinakalkula namin ang halaga X ang sangkap kung saan dumaan ang mga cosmic ray habang gumagala sa interstellar medium. Sa nuclear physics, ang dami ng bagay na nakatagpo ng isang particle sa landas nito ay sinusukat sa g/cm2. Ito ay dahil sa ang katunayan na upang makalkula ang pagbawas sa pagkilos ng bagay ng mga particle sa mga banggaan sa nuclei ng bagay, kinakailangang malaman ang bilang ng mga banggaan ng isang particle na may nuclei na may iba't ibang mga lugar (mga seksyon) na nakahalang sa direksyon. ng butil. Sa pamamagitan ng pagpapahayag ng dami ng bagay sa mga yunit na ito, ang isang solong sukat ng pagsukat ay nakuha para sa lahat ng nuclei.

Nahanap na halaga sa eksperimento X~ 5–10 g/cm2 ay nagbibigay-daan sa iyong tantiyahin ang buhay t mga cosmic ray sa interstellar medium: t ≈ X/ρ c, Saan c- bilis ng particle na humigit-kumulang katumbas ng bilis ng liwanag, ρ ~10 –24 g/cm 3 - average density ng interstellar medium. Kaya't ang buhay ng mga cosmic ray ay humigit-kumulang 10 8 taon. Ang oras na ito ay mas mahaba kaysa sa oras ng paglipad ng isang particle na gumagalaw nang mabilis Sa sa isang tuwid na linya mula sa pinagmulan hanggang sa Earth (3·10 4 na taon para sa pinakamalayong pinagmumulan sa gilid ng Galaxy sa tapat natin). Nangangahulugan ito na ang mga particle ay hindi gumagalaw sa isang tuwid na linya, ngunit nakakaranas ng scattering. Ang magulong magnetic field ng mga kalawakan na may induction B ~ 10 –6 gauss (10 –10 tesla) ay nagpapalipat-lipat sa mga ito sa isang bilog na may radius (gyroradius) R = E/3 × 10 4 B, kung saan R sa m, E- particle na enerhiya sa eV, V - magnetic field induction sa gauss. Sa katamtamang enerhiya ng butil E

Humigit-kumulang sa isang tuwid na linya, ang mga particle na may enerhiya lamang ang magmumula sa pinagmulan E> 10 19 eV. Samakatuwid, ang direksyon ng mga particle na may mga enerhiya na mas mababa sa 10 19 eV na lumilikha ng mga EAS ay hindi nagpapahiwatig ng kanilang pinagmulan. Sa rehiyon ng enerhiya na ito, ang natitira lamang ay ang pagmasdan ang pangalawang radiation na nabuo sa mga pinagmumulan mismo ng mga proton at cosmic ray nuclei. Sa nakikitang rehiyon ng enerhiya ng gamma radiation ( E

Ang ideya ng mga cosmic ray bilang isang "lokal" na kababalaghang galactic ay naging totoo lamang para sa mga particle ng katamtamang enerhiya. E

Noong 1958, natuklasan nina Georgiy Borisovich Christiansen at German Viktorovich Kulikov ang isang matalim na pagbabago sa hitsura ng spectrum ng enerhiya ng mga cosmic ray sa isang enerhiya ng pagkakasunud-sunod ng 3·10 15 eV. Sa mga enerhiya na mas mababa sa halagang ito, ang pang-eksperimentong data sa spectrum ng mga particle ay karaniwang ipinakita sa isang form na "power-law" upang ang bilang ng mga particle N na may ibinigay na enerhiya E ay itinuturing na inversely proporsyonal sa enerhiya ng particle sa kapangyarihan ng γ: N(E) = a/Eγ (γ ay ang differential spectrum indicator). Hanggang sa isang enerhiya na 3·10 15 eV, ang indicator γ = 2.7, ngunit sa paglipat sa mas mataas na enerhiya ang spectrum ng enerhiya ay nakakaranas ng "break": para sa mga energies E> 3·10 15 eV γ ay nagiging 3.15. Natural na iugnay ang pagbabagong ito sa spectrum sa paglapit ng enerhiya ng mga pinabilis na particle sa pinakamataas na posibleng halaga na kinakalkula para sa mekanismo ng acceleration sa Supernovae. Ang paliwanag na ito ng break sa spectrum ay sinusuportahan din ng nuklear na komposisyon ng mga pangunahing particle sa hanay ng enerhiya na 10 15 –10 17 eV. Ang pinaka-maaasahang impormasyon tungkol dito ay ibinibigay ng mga kumplikadong pag-install ng EAS - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade". Sa kanilang tulong, nakakakuha ang isang tao hindi lamang ng impormasyon tungkol sa enerhiya ng pangunahing nuclei, kundi pati na rin ang mga parameter depende sa kanilang mga atomic na numero - ang "lapad" ng shower, ang ratio sa pagitan ng bilang ng mga electron at muon, sa pagitan ng bilang ng mga pinaka-energetic. mga electron at ang kanilang kabuuang bilang. Ang lahat ng data na ito ay nagpapahiwatig na sa isang pagtaas sa enerhiya ng mga pangunahing particle mula sa kaliwang hangganan ng spectrum bago ito masira sa enerhiya pagkatapos ng break, ang kanilang average na mass ay tumataas. Ang pagbabagong ito sa mass composition ng mga particle ay pare-pareho sa modelo ng particle acceleration sa Supernovae - ito ay limitado ng maximum na enerhiya, na nakasalalay sa singil ng particle. Para sa mga proton, ang pinakamataas na enerhiyang ito ay nasa order na 3·10 15 eV at tumataas sa proporsyon sa singil ng pinabilis na particle (nucleus), upang ang iron nuclei ay epektibong mapabilis hanggang ~10 17 eV. Ang intensity ng particle na dumadaloy na may enerhiya na lumalampas sa maximum ay mabilis na bumababa.

Mga sukat ng spectrum ng enerhiya sa "ultra-high" na rehiyon ng enerhiya ( E> 10 18 eV) ay napakahirap dahil sa maliit na bilang ng naturang mga particle. Upang obserbahan ang mga bihirang kaganapang ito, kinakailangan na lumikha ng isang network ng mga detektor para sa daloy ng mga particle ng EAS at ang radiation ng Vavilov-Cherenkov at ionization radiation (atmospheric fluorescence) na nabuo ng mga ito sa kapaligiran sa isang lugar na daan-daan at kahit libu-libo. ng square kilometers. Para sa gayong malaki, kumplikadong mga pag-install, ang mga lokasyon ay pinili na may limitadong pang-ekonomiyang aktibidad, ngunit may kakayahang matiyak ang maaasahang operasyon ng isang malaking bilang ng mga detektor. Ang nasabing mga pag-install ay unang itinayo sa mga lugar na sampu-sampung kilometro kuwadrado (Yakutsk, Havera Park, Akeno), pagkatapos ay daan-daan (AGASA, Fly's Eye, HiRes), at sa wakas, ang mga pag-install ng libu-libong kilometro kuwadrado ay ginagawa na ngayon (Pierre Auger Observatory sa Argentina, Telescopic installation sa Utah, USA).

Ano ang alam natin ngayon tungkol sa ultra-high energy cosmic rays? Ang mas mababang figure ay nagpapakita ng spectrum ng enerhiya ng mga cosmic ray na may mga enerhiya na higit sa 10 18 eV, na nakuha gamit ang pinakabagong henerasyon na mga pag-install (HiRes, Pierre Auger Observatory) kasama ang data sa mga cosmic ray ng mas mababang enerhiya, na, tulad ng ipinapakita sa itaas, ay nabibilang sa ang Milky Way Galaxy. Makikita na sa energies 3·10 18 –3·10 19 eV ang differential energy spectrum index ay bumaba sa halagang 2.7–2.8, eksaktong kapareho ng naobserbahan para sa galactic cosmic rays, kapag ang particle energies ay mas mababa kaysa sa maximum na posible para sa mga galactic accelerators. Hindi ba ito nagpapahiwatig na sa ultra-high energies ang pangunahing daloy ng mga particle ay nilikha ng mga accelerators ng extragalactic na pinagmulan na may pinakamataas na enerhiya na mas mataas kaysa sa galactic? Ang break sa spectrum ng galactic cosmic rays ay nagpapakita na ang kontribusyon ng extragalactic cosmic rays ay nagbabago nang husto sa paglipat mula sa rehiyon ng katamtamang enerhiya 10 14 –10 16 eV, kung saan ito ay humigit-kumulang 30 beses na mas mababa kaysa sa kontribusyon ng mga galactic (ang spectrum ipinahiwatig ng may tuldok na linya sa figure), sa rehiyon ng ultra-high energies kung saan ito ay nagiging nangingibabaw.

Sa nakalipas na mga dekada, maraming data ng astronomya ang naipon sa mga extragalactic na bagay na may kakayahang pabilisin ang mga naka-charge na particle sa mga enerhiya na mas mataas kaysa sa 10 19 eV. Isang halatang tanda na isang bagay na may sukat D maaaring mapabilis ang mga particle sa enerhiya E, ay ang presensya sa buong bagay na ito ng isang magnetic field B na ang gyroradius ng particle ay mas mababa D. Kabilang sa mga naturang kandidatong pinagmumulan ang mga radio galaxies (naglalabas ng malalakas na radio emissions); nuclei ng mga aktibong galaxy na naglalaman ng mga black hole; nagbabanggaan na mga kalawakan. Lahat ng mga ito ay naglalaman ng mga jet ng gas (plasma) na gumagalaw sa napakalaking bilis, na papalapit sa bilis ng liwanag. Ang ganitong mga jet ay gumaganap ng papel ng mga shock wave na kinakailangan para sa pagpapatakbo ng accelerator. Upang matantya ang kanilang kontribusyon sa naobserbahang intensity ng cosmic rays, kinakailangang isaalang-alang ang pamamahagi ng mga mapagkukunan sa mga distansya mula sa Earth at ang pagkawala ng enerhiya ng mga particle sa intergalactic space. Bago ang pagtuklas ng background cosmic radio emission, ang intergalactic space ay tila "walang laman" at transparent hindi lamang sa electromagnetic radiation, kundi pati na rin sa mga ultra-high energy particle. Ang density ng gas sa intergalactic space, ayon sa astronomical data, ay napakaliit (10 –29 g/cm 3) na kahit na sa napakalaking distansya ng daan-daang bilyong light years (10 24 m) na mga particle ay hindi nakakaharap sa nuclei ng gas mga atomo. Gayunpaman, nang lumabas na ang Uniberso ay puno ng mga photon na mababa ang enerhiya (humigit-kumulang 500 photon/cm 3 na may enerhiya. E f ~10 –3 eV), na natitira pagkatapos ng Big Bang, naging malinaw na ang mga proton at nuclei na may enerhiya ay mas malaki. E~5·10 19 eV, ang limitasyon ng Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), ay dapat makipag-ugnayan sa mga photon at mawala ang b O karamihan ng iyong enerhiya. Kaya, ang napakaraming bahagi ng Uniberso, na matatagpuan sa mga distansya na higit sa 10 7 light years mula sa amin, ay naging hindi mapupuntahan para sa pagmamasid sa mga sinag na may enerhiya na higit sa 5·10 19 eV. Ang kamakailang pang-eksperimentong data sa spectrum ng ultra-high energy cosmic rays (HiRes installation, Pierre Auger Observatory) ay nagpapatunay sa pagkakaroon ng limitasyon ng enerhiya na ito para sa mga particle na naobserbahan mula sa Earth.

Kapansin-pansin, ang pag-install ng AGASA ay nakatanggap ng mga indikasyon ng pagkakaroon ng "walang laman" na mga direksyon (yaong kung saan walang kilalang mga mapagkukunan), kung saan dalawa o kahit tatlong particle ang dumating sa panahon ng pagmamasid. Ito ay pumukaw ng malaking interes sa mga physicist na kasangkot sa kosmolohiya - ang agham ng pinagmulan at pag-unlad ng Uniberso, na inextricably nauugnay sa pisika ng elementarya particle. Ito ay lumiliko na ang ilang mga modelo ng istraktura ng microcosm at ang pag-unlad ng Uniberso (Big Bang theory) ay hinuhulaan ang pangangalaga sa modernong Uniberso ng mga supermassive elementary particle na may mass ng pagkakasunud-sunod ng 10 23 -10 24 eV, kung saan ang bagay ay dapat na binubuo sa pinakamaagang yugto ng Big Bang. Ang kanilang pamamahagi sa Uniberso ay hindi masyadong malinaw: maaari silang maging pantay na ipamahagi sa kalawakan, o "maakit" sa napakalaking mga rehiyon ng Uniberso. Ang kanilang pangunahing tampok ay ang mga particle na ito ay hindi matatag at maaaring mabulok sa mas magaan, kabilang ang mga matatag na proton, photon at neutrino, na nakakakuha ng napakalaking kinetic energies - higit sa 10 20 eV. Ang mga lugar kung saan pinananatili ang mga naturang particle (topological defects ng Universe) ay maaaring maging mapagkukunan ng mga proton, photon o ultra-high energy neutrino.

Kabilang sa mga ito, ang pinaka-promising ay ang mga aktibong galactic nuclei (AGN) na may mga jet ng gas. Ang isa sa mga pinaka-pinag-aralan na bagay sa pag-install ng HESS ay ang M87 galaxy sa constellation Virgo, sa layong 50 milyong light years mula sa ating Galaxy. Sa gitna nito ay may isang black hole, na nagbibigay ng enerhiya sa mga prosesong malapit dito at, sa partikular, sa higanteng jet ng plasma na kabilang sa kalawakang ito. Ang acceleration ng cosmic rays sa M87 ay direktang nakumpirma ng mga obserbasyon ng gamma radiation nito, ang spectrum ng enerhiya ng mga photon na may enerhiya na 1–10 TeV (10 12 –10 13 eV), na naobserbahan sa pag-install ng HESS. Ang naobserbahang intensity ng gamma-ray mula sa M87 ay humigit-kumulang 3% ng intensity ng Crab. Isinasaalang-alang ang pagkakaiba sa distansya sa mga bagay na ito (5000 beses), nangangahulugan ito na ang ningning ng M87 ay lumampas sa ningning ng Crab ng 25 milyong beses!

Panitikan:
1) Dobrotin N.A. Cosmic ray. - M.: Publishing house. USSR Academy of Sciences, 1963.
2) Murzin V.S. Panimula sa Cosmic Ray Physics. - M.: Publishing house. Moscow State University, 1988.
3) Panasyuk M. I. Strangers of the Universe, o Echoes of the Big Bang. - Fryazino: "Vek2", 2005.
4) Rossi B. Cosmic ray. - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Relativistic meteors// Science in Russia, 2001, No. 4.
6) Khrenov B.A. at Panasyuk M.I. Mga mensahero ng kalawakan: malayo o malapit?// Kalikasan, 2006, No. 2.
7) Khrenov B.A. at Klimov P.A. Inaasahan ang pagbubukas// Kalikasan, 2008, No. 4.

Portal para sa mga mag-aaral. Paghahanda sa sarili

Kasaysayan ng cosmic ray physics

Mga ultra-high energy na cosmic ray

Pagtuklas ng mga cosmic ray

Mga implikasyon para sa paglipad sa kalawakan

Visual phenomenon ng cosmic rays (Ingles)

Radiation

Encyclopedic YouTube

Mga subtitle

Pangunahing impormasyon

Kasaysayan ng cosmic ray physics

Solar cosmic ray

Mga ultra-high energy na cosmic ray

Pagtuklas ng mga cosmic ray

Mga implikasyon para sa paglipad sa kalawakan

MGA KAUGNAY NA ARTIKULO