Ang differential energy spectrum ng cosmic rays ay power-law in nature (sa double logarithmic scale - isang inclined straight line) (minimum energies - yellow zone, solar modulation, average energies - blue zone, GCR, maximum energies - purple zone, extragalactic mga CR)
Ang mga cosmic ray ay mga elementarya na particle at atomic nuclei na gumagalaw na may mataas na enerhiya sa outer space.
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;
- phenomena na dulot ng cosmic ray particle sa outer space, at.
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 Galaxy
- 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, ang positron at muon ay unang natagpuan sa cosmic ray.
Ang spectrum ng enerhiya ng mga cosmic ray ay binubuo ng 43% ng enerhiya ng mga proton, isa pang 23% ng enerhiya ng helium (alpha particle) at 34% ng 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 proton-nuclear component, ito ay pangunahing natutukoy ng flux ng gamma rays na nilikha nito, at ang electronic component ay natutukoy ng synchrotron radiation na nabuo nito, na bumabagsak sa hanay ng radyo (sa partikular, sa metro waves - kapag ibinubuga sa magnetic field ng interstellar medium ), 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 naobserbahan sa mga cosmic ray ay nahahati sa mga sumusunod na grupo: (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.
Noong 1932, natuklasan ni Anderson ang positron sa mga cosmic ray. Noong 1937, natuklasan nina Anderson at Neddermeyer ang mga muon at ipinahiwatig ang uri ng kanilang pagkabulok. Noong 1947, natuklasan ang mga pi meson. Noong 1955, ang pagkakaroon ng K-mesons, pati na rin ang mabibigat na neutral na mga particle - hyperon, ay itinatag sa cosmic ray. Ang quantum na katangian na "kakaiba" ay lumitaw sa mga eksperimento na may mga cosmic ray. Ang mga eksperimento sa cosmic ray ay nagtaas ng tanong ng parity conservation, natuklasan ang mga proseso ng maramihang henerasyon ng mga particle sa mga interaksyon ng nucleon, at naging posible upang matukoy ang halaga ng epektibong cross section para sa interaksyon ng mga high-energy nucleon. Ang pagdating ng mga space rocket at satellite ay humantong sa mga bagong pagtuklas - ang pagtuklas ng Earth (1958, (S.N. Vernov at A.E. Chudakov) at, nang nakapag-iisa sa kanila sa parehong taon, Van Allen), at pinahintulutan ang paglikha ng mga bagong pamamaraan ng pananaliksik galactic at mga intergalactic na espasyo.
Mga stream ng high-energy charged particle sa malapit sa Earth space
Mayroong ilang mga uri ng cosmic rays sa near-Earth space (NES). Karaniwang kinabibilangan ng mga nakatigil ang galactic cosmic ray (GCRs), mga particle ng albedo at ang radiation belt. Kabilang sa mga hindi nakatigil ang solar cosmic rays (SCR).
Galactic cosmic ray (GCRs)
Ang mga galactic cosmic ray (GCRs) ay binubuo ng nuclei ng iba't ibang elemento ng kemikal na may kinetic energy E higit sa ilang sampu ng MeV/nucleon, pati na rin ang mga electron at positron na may E>10 MeV. Ang mga particle na ito ay pumapasok sa interplanetary space mula sa interstellar medium. Ang pinaka-malamang na pinagmumulan ng mga cosmic ray ay itinuturing na mga flare at ang mga resulta. Ang mga electromagnetic field ng pulsar ay nagpapabilis ng mga sisingilin na particle, na pagkatapos ay nakakalat sa pamamagitan ng interstellar magnetic field. Posible, gayunpaman, na sa lugar E<100 МэВ/нуклон частицы образуются за счет ускорения в межпланетной среде частиц и . Дифференциальный энергетический спектр ГКЛ носит степенной характер.
Mga pangalawang particle sa magnetosphere ng Earth: radiation belt, albedo particle
Mga ultra-high energy na cosmic ray
Ang enerhiya ng ilang mga particle ay lumampas sa limitasyon ng GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - ang teoretikal na limitasyon ng enerhiya para sa mga cosmic ray na 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 bawat taon. 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, nakikipag-ugnayan ito sa mga atomo ng hangin sa unang 100 g/cm² upang makabuo ng magkakagulong mga particle, pangunahin ang mga pions at muon, na gumagawa naman 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 naitala. Ginagawang posible ng pamamaraang ito na subaybayan ang mga lugar ng kalangitan na sumasaklaw sa daan-daang kilometro kuwadrado.
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?
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 ginawa upang subukan ang palagay 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, 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.
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 istruktura ng mga elementarya.
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 na labi ng supernova na mas bata sa 2000 taon ang maaaring punan ang interstellar space ng mga cosmic ray na may sinusukat na tiyak 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.
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!
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).
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 energies sa itaas 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 makabuluhang mas mataas kaysa sa galactic one? 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 astronomical na data 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.
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 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.
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 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!
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:
1) Dobrotin N.A. Mga sinag ng kosmiko. - 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. Mga sinag ng kosmiko. - 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.
Ang mga cosmic ray (radiation) ay mga particle na pumupuno sa interstellar space at patuloy na binomba ang Earth. Natuklasan sila noong 1912 ng Austrian physicist na si Hess gamit ang isang ionization chamber sa isang lobo. Ang pinakamataas na energies ng cosmic rays ay 10 21 eV, i.e. ay maraming mga order ng magnitude na mas mataas kaysa sa mga enerhiya na magagamit sa mga modernong accelerators (10 12 eV). Samakatuwid, ang pag-aaral ng mga cosmic ray ay gumaganap ng isang mahalagang papel hindi lamang sa cosmic physics, kundi pati na rin sa particle physics. Ang isang bilang ng mga elementarya na particle ay unang natuklasan sa cosmic ray (positron - Anderson, 1932; muon () - Neddermeyer at Anderson, 1937; pion () - Powell, 1947). Bagama't ang mga cosmic ray ay naglalaman ng hindi lamang sisingilin kundi pati na rin ang mga neutral na particle (lalo na ang maraming photon at neutrino), ang mga naka-charge na particle ay karaniwang tinatawag na cosmic ray.
Kapag tinatalakay ang mga cosmic ray, kinakailangang linawin kung aling mga sinag ang pinag-uusapan natin. Ang mga sumusunod na uri ng cosmic ray ay nakikilala:
1. Galactic cosmic ray - mga cosmic particle na dumarating sa Earth mula sa kailaliman ng ating Galaxy. Hindi sila naglalaman ng mga particle na nabuo ng Araw.
2. Solar cosmic ray - mga cosmic particle na nabuo ng Araw.
Ang flux ng galactic cosmic rays na pumapambomba sa Earth ay humigit-kumulang isotropic at pare-pareho sa oras at umaabot sa 1 particle/cm 2 sec (bago pumasok sa atmosphere ng Earth). Ang density ng enerhiya ng mga galactic cosmic ray ay 1 eV/cm 3, na maihahambing sa kabuuang enerhiya ng electromagnetic radiation mula sa mga bituin, ang thermal motion ng interstellar gas at ang galactic magnetic field. Kaya, ang mga cosmic ray ay isang mahalagang bahagi ng Galaxy.
Komposisyon ng galactic cosmic ray:
Nuclear component- 93% proton, 6.5% helium nuclei,<1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).
Mga electron. Ang kanilang bilang ay 1% ng bilang ng mga core.
Mga positron. Ang kanilang bilang ay 10% ng bilang ng mga electron.
Mga antihadron ay mas mababa sa 1%.
Ang mga enerhiya ng galactic cosmic rays ay sumasakop sa isang malaking saklaw - hindi bababa sa 15 order ng magnitude (10 6 -10 21 eV). Ang kanilang flux para sa mga particle na may E>10 9 eV ay mabilis na bumababa sa pagtaas ng enerhiya. Ang spectrum ng enerhiya ng nuclear component, hindi kasama ang mababang enerhiya, ay sumusunod sa expression
n(E) = n o E - , (15.5)
Ang ln o ay isang pare-pareho, at 2.7 sa E<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 eV. Ang spectrum ng enerhiya ng nuclear component ay ipinapakita sa Fig. 15.6.
Ang daloy ng mga ultra-high energy particle ay napakaliit. Kaya, sa karaniwan, hindi hihigit sa isang particle na may enerhiya na 10 20 eV ang bumabagsak sa isang lugar na 10 km 2 bawat taon. Ang katangian ng spectrum para sa mga electron na may mga energies >10 9 eV ay katulad ng ipinapakita sa Fig. 15.6. Ang flux ng galactic cosmic rays ay nanatiling hindi nagbabago nang hindi bababa sa 1 bilyong taon.
Ang mga galactic cosmic ray ay malinaw na hindi-thermal ang pinagmulan. Sa katunayan, naabot ang pinakamataas na temperatura (10 9 K) sa gitna ng mga bituin. Sa kasong ito, ang enerhiya ng thermal motion ng mga particle ay 10 5 eV. Kasabay nito, ang mga particle ng galactic cosmic ray na umaabot sa paligid ng Earth ay pangunahing may mga energies >10 8 ýÂ.
kanin. 15.6. Enerhiya spectrum ng nuclear component ng espasyo
sinag. Ang enerhiya ay ibinibigay sa gitna ng sistema ng masa.
May mga magagandang dahilan upang maniwala na ang mga cosmic ray ay pangunahing nabuo sa pamamagitan ng mga pagsabog ng supernova (iba pang pinagmumulan ng mga cosmic ray ay pulsar, radio galaxies, quasars). Sa ating Galaxy, ang mga pagsabog ng supernova ay nangyayari sa karaniwan nang hindi bababa sa isang beses bawat 100 taon. Madaling kalkulahin na upang mapanatili ang naobserbahang density ng enerhiya ng mga cosmic ray (1 eV/cm 3), sapat na para sa kanila na maglipat lamang ng ilang porsyento ng lakas ng pagsabog. Ang mga proton, mas mabibigat na nuclei, mga electron at positron na inilabas sa panahon ng mga pagsabog ng supernova ay lalong pinabilis sa mga partikular na proseso ng astropisiko (tatalakayin sila sa ibaba), na nakakakuha ng mga katangian ng enerhiya na likas sa mga cosmic ray.
Halos walang mga metagalactic ray sa komposisyon ng mga cosmic ray, i.e. na pumasok sa ating Galaxy mula sa labas. Ang lahat ng mga naobserbahang katangian ng mga cosmic ray ay maaaring ipaliwanag batay sa katotohanan na sila ay nabuo, naipon at pinanatili sa ating Galaxy sa loob ng mahabang panahon, dahan-dahang dumadaloy sa intergalactic space. Kung ang mga cosmic particle ay gumagalaw sa isang tuwid na linya, aalis sila sa Galaxy ilang libong taon pagkatapos ng kanilang pinagmulan. Ang ganitong mabilis na pagtagas ay hahantong sa hindi maibabalik na mga pagkalugi at isang matalim na pagbaba sa intensity ng cosmic rays.
Sa katunayan, ang pagkakaroon ng isang interstellar magnetic field na may lubos na gusot na pagsasaayos ng mga linya ng field ay pumipilit sa mga sisingilin na particle na gumalaw kasama ng mga kumplikadong tilapon (ang paggalaw na ito ay kahawig ng pagsasabog ng mga molekula), na nagpapataas ng oras ng paninirahan ng mga particle na ito sa Galaxy ng libu-libong beses . Ang edad ng karamihan ng mga cosmic ray particle ay tinatantya sa sampu-sampung milyong taon. Ang mga cosmic particle ng ultra-high energies ay mahinang pinalihis ng galactic magnetic field at medyo mabilis na umalis sa Galaxy. Maaaring ipaliwanag nito ang break sa spectrum ng cosmic rays sa enerhiya na 310 15 V.
Talakayin natin nang maikli ang problema ng cosmic ray acceleration. Ang mga cosmic ray particle ay gumagalaw sa rarefied at electrically neutral cosmic plasma. Walang makabuluhang mga electrostatic field na may kakayahang pabilisin ang mga sisingilin na particle dahil sa potensyal na pagkakaiba sa pagitan ng iba't ibang mga punto ng tilapon. Ngunit ang mga electric field ng inductive at pulsed na mga uri ay maaaring lumabas sa plasma. Kaya, lumilitaw ang isang inductive (vortex) electric field, gaya ng nalalaman, na may pagtaas sa lakas ng magnetic field sa paglipas ng panahon (ang tinatawag na betatron effect). Ang pagbilis ng butil ay maaari ding sanhi ng kanilang pakikipag-ugnayan sa electric field ng mga plasma wave sa mga rehiyon ng matinding plasma turbulence. Mayroong iba pang mga mekanismo ng acceleration na wala tayong pagkakataong pag-isipan sa kursong ito. Ang isang mas detalyadong pagsusuri ay nagpapakita na ang mga iminungkahing mekanismo ng acceleration ay may kakayahang tiyakin ang pagtaas ng enerhiya ng mga sisingilin na particle na inilabas sa panahon ng pagsabog ng supernova mula 10 5 hanggang 10 21 V.
Ang mga naka-charge na particle na ibinubuga ng Araw - mga solar cosmic ray - ay isang napakahalagang bahagi ng cosmic radiation na pumapambomba sa Earth. Ang mga particle na ito ay pinabilis sa mataas na enerhiya sa itaas na kapaligiran ng Araw sa panahon ng mga solar flare. Ang mga solar flare ay napapailalim sa mga tiyak na cycle ng oras. Ang mga pinakamakapangyarihan ay umuulit na may panahon na 11 taon, ang mga hindi gaanong makapangyarihan na may panahon na 27 araw. Ang mga malalakas na solar flare ay maaaring tumaas ang flux ng cosmic rays na bumabagsak sa Earth mula sa Araw ng 10 6 na beses kumpara sa galactic one.
Kung ikukumpara sa galactic cosmic ray, ang solar cosmic ray ay naglalaman ng mas maraming proton (hanggang sa 98-99% ng lahat ng nuclei) at, nang naaayon, mas kaunting helium nuclei (1.5%). Halos wala silang ibang nuclei. Ang nilalaman ng Z2 nuclei sa solar cosmic rays ay sumasalamin sa komposisyon ng solar atmosphere. Ang mga enerhiya ng solar cosmic ray particle ay nag-iiba sa hanay na 10 5 -10 11 eV. Ang kanilang spectrum ng enerhiya ay may anyo ng isang function ng kapangyarihan (15.5), kung saan - bumababa mula 7 hanggang 2 habang bumababa ang enerhiya.
Ang lahat ng mga katangian sa itaas ng cosmic rays ay tumutukoy sa mga cosmic particle bago pumasok sa kapaligiran ng Earth, i.e. sa tinatawag na pangunahing cosmic radiation. Bilang resulta ng pakikipag-ugnayan sa nuclei ng atmospera (pangunahin ang oxygen at nitrogen), ang mga high-energy na particle ng pangunahing cosmic ray (pangunahin ang mga proton) ay lumikha ng isang malaking bilang ng mga pangalawang particle - hadrons (pions, protons, neutrons, antinucleon, atbp. ), lepton (muon, electron, positron, neutrino) at photon. Ang isang kumplikadong multi-stage na proseso ng cascade ay bubuo. Ang kinetic energy ng pangalawang particle ay ginugugol pangunahin sa ionization ng atmospera.
Ang kapal ng atmospera ng daigdig ay humigit-kumulang 1000 g/cm2. Kasabay nito, ang hanay ng mga high-energy na proton sa hangin ay 70-80 g/cm 2 , at ang helium nuclei ay 20-30 g/cm 2 . Kaya, ang isang high-energy na proton ay maaaring makaranas ng hanggang 15 banggaan sa atmospheric nuclei at ang posibilidad na maabot ang antas ng dagat para sa pangunahing proton ay napakaliit. Karaniwang nangyayari ang unang banggaan sa taas na 20 km.
Lumilitaw ang mga lepton at photon bilang resulta ng mahina at electromagnetic na pagkabulok ng mga pangalawang hadron (pangunahin ang mga pions) at ang paggawa ng mga e - e + -pares ng -quanta sa larangan ng Coulomb ng nuclei:
ÿäðî + ÿäðî + e - +e + .
Kaya, sa halip na isang pangunahing particle, isang malaking bilang ng mga pangalawang lumitaw, na nahahati sa hadronic, muonic at electron-photon na mga bahagi. Ang isang tulad ng avalanche na pagtaas sa bilang ng mga particle ay maaaring humantong sa katotohanan na sa maximum ng cascade ang kanilang bilang ay maaaring umabot sa 10 6 -10 9 (sa enerhiya ng pangunahing proton >10 14 eV). Ang nasabing kaskad ay sumasaklaw sa isang malaking lugar (maraming square kilometers) at tinatawag malawak na shower sa atmospera(Larawan 15.7).
Matapos maabot ang pinakamataas na sukat, ang cascade ay nabubulok pangunahin dahil sa pagkawala ng enerhiya dahil sa ionization ng atmospera. Pangunahing ito ay relativistic muon na umaabot sa ibabaw ng Earth. Ang bahagi ng electron-photon ay hinihigop nang mas malakas at ang hadronic na bahagi ng cascade ay halos ganap na "namamatay". Sa pangkalahatan, ang flux ng cosmic ray particle sa sea level ay humigit-kumulang 100 beses na mas mababa kaysa sa flux ng pangunahing cosmic ray, na umaabot sa humigit-kumulang 0.01 particle/cm 2 ñåê.
K. l. kahawig ng isang napakabihirang relativistic na gas, ang mga particle na halos hindi nakikipag-ugnayan sa isa't isa, ngunit nakakaranas ng mga bihirang banggaan sa bagay ng interstellar at interplanetary na kapaligiran at ang impluwensya ng kosmiko. mag. mga patlang. Bilang bahagi ng K. l. nangingibabaw ang mga proton; mayroon ding mga electron, nuclei ng helium at mas mabibigat na elemento (hanggang sa nuclei ng mga elemento na may 30). Mga electron sa K. l. daan-daang beses na mas mababa kaysa sa mga proton (sa parehong hanay ng enerhiya). Mga particle ng K. l. may malaking kinetics. enerhiya (hanggang sa eV). Kahit na ang kabuuang pagkilos ng bagay ng K. l. malapit sa Earth ay maliit [1 particle/(cm 2 s) lang], ang density ng kanilang enerhiya (approx. 1 eV/cm 3) ay maihahambing (sa loob ng ating Galaxy) sa density ng enerhiya ng kabuuang electric magnetic field. radiation mula sa mga bituin, enerhiya ng thermal motion ng interstellar gas at kinetic. ang enerhiya ng magulong paggalaw nito, pati na rin ang density ng enerhiya ng magnetic field ng Galaxy. Kasunod nito na si K. l. dapat magkaroon ng malaking papel sa mga prosesong nagaganap sa interstellar space.
Sinabi ni Dr. isang mahalagang katangian ng K. l. - di-thermal na pinagmulan ng kanilang enerhiya. Sa katunayan, kahit na sa isang temperatura ng ~ 10 9 K, tila malapit sa maximum para sa mga stellar interior, ang average na enerhiya ng thermal motion ng mga particle ay eV. Basic Ang parehong bilang ng mga cosmic ray particle na naobserbahan malapit sa Earth ay may mga enerhiya na 10 8 eV at mas mataas. Nangangahulugan ito na ang K. l. makakuha ng enerhiya sa tiyak na astrophysical. mga proseso el.-magn. at kalikasan ng plasma.
Pag-aaral ng K. l. nagbibigay ng mahalagang impormasyon tungkol sa electromagnetic mga patlang sa iba't ibang lugar ng kalawakan. Ang impormasyon ay "naitala" at "inilipat" ng mga cosmic particle. sa kanilang paraan sa Earth, ay deciphered sa panahon ng pag-aaral - spatiotemporal pagbabago sa daloy ng cosmic l. sa ilalim ng impluwensya ng dinamikong el.-magn. at mga proseso ng plasma sa interstellar at malapit sa Earth space.
Sa kabilang banda, bilang isang likas na pinagmumulan ng mga particle na may mataas na enerhiya, K. l. gumaganap ng isang hindi mapapalitang papel sa pag-aaral ng istraktura ng bagay at mga pakikipag-ugnayan sa pagitan ng mga elementarya na particle. Enerhiya ng mga indibidwal na particle ng cosmic l. napakalaki na mananatili silang wala sa kumpetisyon sa loob ng mahabang panahon kumpara sa mga particle na pinabilis (sa mga enerhiya na ~ 10 12 eV) ng pinakamalakas na mga accelerator ng laboratoryo.
2. Mga pamamaraan para sa pag-aaral ng mga cosmic ray
Invading ang kapaligiran ng Earth, pangunahing cosmic ray. sirain ang nuclei ng mga pinakakaraniwang elemento sa atmospera - nitrogen at oxygen - at magbunga ng isang proseso ng kaskad (Larawan 1), kung saan lumalahok ang lahat ng kasalukuyang kilalang elementarya. Nakaugalian na ipakilala ang landas na nilakbay ng isang cosmic particle. sa atmospera bago ang banggaan, ang halaga ng sangkap sa gramo na nakapaloob sa isang haligi na may cross section na 1 cm 2, i.e. ipahayag ang hanay ng mga particle sa g/cm 2 ng atmospheric substance. Nangangahulugan ito na pagkatapos na dumaan sa kapaligiran X(sa g/cm2) sa isang proton beam na may paunang intensity ako 0 ang bilang ng mga proton na hindi nakaranas ng banggaan ay magiging katumbas ng , kung saan - avg. landas ng butil. Para sa mga proton, na bumubuo sa karamihan ng mga pangunahing cosmic ray, sa hangin ito ay humigit-kumulang 70 g/cm 2 ; para sa helium nuclei 25 g/cm 2, para sa mas mabigat na nuclei kahit na mas kaunti. Nararanasan ng mga proton ang kanilang unang banggaan (70 g/cm2) sa mga particle ng atmospera sa average na altitude na 20 km. Ang kapal ng atmospera sa antas ng dagat ay katumbas ng 1030 g/cm2, i.e. tumutugma sa humigit-kumulang 15 nuclear range para sa mga proton. Kasunod nito na ang posibilidad na maabot ang ibabaw ng Earth nang hindi nakakaranas ng mga banggaan ay bale-wala para sa isang pangunahing particle. Samakatuwid, sa ibabaw ng Earth K. l. ay natutukoy lamang ng mahinang mga epekto ng ionization na nilikha ng mga pangalawang particle.Sa simula ng ika-20 siglo. sa mga eksperimento sa mga electroscope at ionization. Natuklasan ng mga camera ang isang patuloy na natitirang ionization ng mga gas na dulot ng ilang napakatagos na radiation. Hindi tulad ng radiation mula sa mga radioactive substance sa kapaligiran, ang penetrating radiation ay hindi mapipigilan kahit sa pamamagitan ng makapal na layer ng lead. Ang extraterrestrial na kalikasan ng nakitang matalim na radiation ay itinatag noong 1912-14. Austrian physicist na si W. Hess, German. scientist W. Kolhurster at iba pang physicist na bumangon mula sa ionization. mga balloon camera. Napag-alaman na sa pagtaas ng distansya mula sa ibabaw ng Earth, ang ionization na dulot ng cosmic ray ay tumataas, halimbawa. sa taas na 4800 m - apat na beses, sa taas na 8400 m - 10 beses. Extraterrestrial na pinagmulan ng K. l. sa wakas ay napatunayan ni R. Milliken (USA), na isinagawa noong 1923-26. isang serye ng mga eksperimento upang pag-aralan ang pagsipsip ng K. l. kapaligiran (siya ang lumikha ng terminong "Kl.").
Kalikasan K. l. hanggang 40s. nanatiling hindi malinaw. Sa panahong ito, ang larangang nuklear—ang pag-aaral ng interaksyon ng mga cosmic ray—ay masinsinang binuo. sa bagay, ang pagbuo ng mga pangalawang particle at ang kanilang pagsipsip sa atmospera. Ang mga pag-aaral na ito, na isinagawa gamit ang mga counter teleskopyo, cloud chamber at nuclear photographic emulsions (itinaas sa tumutunog na mga lobo sa stratosphere), ay humantong, sa partikular, sa pagtuklas ng mga bagong elementarya na particle - ang positron (1932), muon (1937), pi -mesons (1947).
sistematiko pananaliksik sa impluwensya ng geomagnetic field sa intensity at direksyon ng pagdating ng mga pangunahing cosmic ray. nagpakita na ang karamihan sa mga K. l particle. ay may positibo singilin. Ang silangan-kanlurang asymmetry ng mga cosmic ray ay konektado dito: dahil sa pagpapalihis ng mga sisingilin na particle sa magnetic field. sa field ng Earth, mas maraming particle ang nagmumula sa kanluran kaysa sa silangan.
Ang paggamit ng mga photographic emulsion ay naging posible noong 1948 upang maitatag ang nukleyar na komposisyon ng mga pangunahing cosmic ray: ang mga bakas ng nuclei ng mabibigat na elemento, kabilang ang bakal, ay natuklasan (ang mga pangunahing electron sa cosmic ray ay unang naitala sa stratospheric na mga sukat lamang noong 1961). Mula noong huling bahagi ng 40s. Ang mga problema sa pinagmulan at pansamantalang mga pagkakaiba-iba ng kosmos ay unti-unting lumitaw. (cosmophysical na aspeto).
Nuclear Phys. pananaliksik K. l. ay isinasagawa pangunahin gamit ang malalaking-lugar na pag-install ng pagsukat na idinisenyo para sa pagtatala ng tinatawag na. malawak na atmospheric shower ng mga pangalawang particle, na nabuo sa panahon ng pagsalakay ng isang pangunahing particle na may enerhiya na eV. Basic ang layunin ng naturang mga obserbasyon ay pag-aralan ang mga katangian ng isang elementarya na pagkilos ng pakikipag-ugnayang nukleyar sa mataas na enerhiya. Kasabay nito, nagbibigay sila ng impormasyon tungkol sa enerhiya. spectrum ng K. l. sa eV, na napakahalaga para sa paghahanap ng mga mapagkukunan at mekanismo ng pagpabilis ng mga cosmic ray.
Mga obserbasyon ni K. l. sa cosmophysics aspeto ay isinasagawa sa pamamagitan ng napaka-magkakaibang pamamaraan - depende sa enerhiya ng mga particle. Mga pagkakaiba-iba ng K. l. Ang mga eV ay pinag-aaralan gamit ang data mula sa isang pandaigdigang network ng mga neutron monitor (ang neutron component ng cosmic rays), counter telescopes (ang muon component ng cosmic rays), at iba pang detector. Gayunpaman, ang mga pag-install na nakabase sa lupa ay hindi sensitibo sa mga particle ng MeV dahil sa pagsipsip ng atmospera. Samakatuwid, ang mga instrumento para sa pag-record ng mga naturang particle ay itinaas sa tunog ng mga lobo sa stratosphere sa mga taas na 30-35 km.
Extra-atmospheric na mga sukat ng cosmic flux. Ang 1-500 MeV ay isinasagawa gamit ang geophysical. rockets, satellite at iba pang spacecraft. Direktang obserbasyon ng K. l. sa interplanetary space sa ngayon ay isinasagawa lamang malapit sa ecliptic plane sa layo na ~ 10 AU. e.mula sa Araw.
Ang paraan ng cosmogenic isotopes ay nagbunga ng maraming mahahalagang resulta. Ang mga ito ay nabuo sa panahon ng pakikipag-ugnayan ng K. l. may mga meteorite at espasyo alikabok, kasama ang ibabaw ng Buwan at iba pang mga planeta, kasama ang atmospera o sangkap ng Earth. Ang mga cosmogenic isotopes ay nagdadala ng impormasyon tungkol sa mga pagkakaiba-iba sa mga cosmic ray. sa nakaraan at tungkol sa . Batay sa nilalaman ng radiocarbon 14 C sa mga singsing ng puno, posible, halimbawa, na pag-aralan ang mga pagkakaiba-iba sa intensity ng cosmic radiation. sa paglipas ng ilang huling libong taon. Gamit ang iba pang matagal nang isotopes (10 Be, 26 Al, 53 Mn, atbp.) na nasa meteorite, lunar soil, at deep-sea marine sediments, posibleng muling buuin ang larawan ng mga pagbabago sa intensity ng cosmic rays. para sa milyun-milyong taon.
Sa pag-unlad ng teknolohiya sa espasyo. teknolohiya at radio-chemistry. ginawang posible ng mga paraan ng pagsusuri na pag-aralan ang mga katangian ng K. l. kasama ang mga track (mga bakas) na nilikha ng nuclei ng mga cosmic ray. sa meteorites, lunar matter, sa espesyal. mga target na sample na ipinakita sa mga satellite at ibinalik sa Earth, sa mga helmet ng mga astronaut na nagtrabaho sa outer space, atbp. Ginagamit din ang di-tuwirang paraan ng pag-aaral ng K. l. sa pamamagitan ng mga epekto ng ionization na dulot nito sa ibabang bahagi ng ionosphere, lalo na sa mga polar latitude. Ang mga epektong ito ay makabuluhan. arr. kapag sinalakay ng solar cosmic ray ang atmospera ng daigdig.
3. Cosmic rays malapit sa Earth
mesa 1. Relatibong kasaganaan ng nuclei sa mga cosmic ray, sa Araw at mga bituin (sa karaniwan)
| Elemento | Solar K.l. | Araw (photosphere) | Mga bituin | Galactic K.l. |
| 1H | 4600* | 1445 | 925 | 685 |
| 2 Siya (-particle) | 70* | 91 | 150 | 48 |
| 3Li | ? | 0,3 | ||
| 4 Be- 5 B | 0,02 | 0,8 | ||
| 6 C | 0,54* | 0,6 | 0,26 | 1,8 |
| 7 N | 0,20 | 0,1 | 0,20 | 0,8 |
| 8 O** | 1,0* | 1,0 | 1,0 | 1,0 |
| 9F | 10 -3 | 0,1 | ||
| 10 Ne | 0,16* | 0,054 | 0,36 | 0,30 |
| 11 Na | ? | 0,002 | 0,002 | 0,19 |
| 12 Mg | 0,18* | 0,05 | 0,040 | 0,32 |
| 13Al | ? | 0,002 | 0,004 | 0,06 |
| 14 Si | 0,13* | 0,065 | 0,045 | 0,12 |
| 15 P- 21 Sc | 0,06 | 0,032 | 0,024 | 0,13 |
| 16 S- 20 Ca | 0,04* | 0,028 | 0,02 | 0,11 |
| 22 Ti- 28 Ni | 0,02 | 0,006 | 0,033 | 0,28 |
| 26 Fe | 0,15* | 0,05 | 0,06 | 0,14 |
* Data ng pagmamasid para sa pagitan = 1-20 MeV/nucleon, ang natitirang mga numero sa column na ito ay pangunahing nauugnay sa >40 MeV/nucleon. Ang katumpakan ng karamihan sa mga halaga sa talahanayan sa kabuuan ay mula 10 hanggang 50%. ** Ang kasaganaan ng oxygen nuclei ay kinuha bilang pagkakaisa.
Ang pinakamahalagang katangian ng K. l. yavl. kanilang komposisyon (pamamahagi ng mga masa at singil), enerhiya. spectrum (pamamahagi sa pamamagitan ng enerhiya) at antas ng anisotropy (pamamahagi ayon sa direksyon ng pagdating). Kamag-anak na nilalaman ng nuclei sa cosmic l. ay ibinigay sa Talahanayan 1. Mula sa mesa 1 malinaw na sa komposisyon ng K. l. galactic pinagmulan ng mas magaan na nuclei ( Z= 3-5) kaysa sa solar K. l. at sa karaniwan sa mga bituin ng Kalawakan. Bilang karagdagan, naglalaman ang mga ito ng mas mabibigat na lason (20) kumpara sa kanilang likas na kasaganaan. Ang parehong mga pagkakaiba ay napakahalaga para sa paglilinaw ng tanong ng pinagmulan ng K. l.
Mga kamag-anak na bilang ng mga particle na may iba't ibang masa sa cosmic liters. ay ibinigay sa talahanayan. 2.
mesa 2. Komposisyon at ilang katangian ng mga cosmic ray na may enerhiya na 2.5 GeV/nucleon
Makikita na ang mga proton ay nangingibabaw sa daloy ng mga pangunahing cosmic particle, na nagkakahalaga ng higit sa 90% ng lahat ng mga particle. May kaugnayan sa mga proton, ang mga particle ay bumubuo ng 7%, mga electron ~ 1% at mabigat na nuclei - mas mababa sa 1%. Ang mga figure na ito ay tumutukoy sa mga particle na may enerhiya na 2.5 GeV/nucleon bilang sinusukat malapit sa Earth sa pinakamababang aktibidad ng solar, kapag ang mga naobserbahang enerhiya. ang spectrum ay maaaring ituring na malapit sa unmodulated spectrum ng cosmic rays. sa interstellar space.
Integral na enerhiya spectrum ng K. l. align="absmiddle" width="145" height="22"> [mga particle/(cm 2 s)] ay sumasalamin sa dependence ng bilang ng mga particle ako na may mas mataas na enerhiya ( ako Ang 0 ay isang normalizing constant, ang +1 ay isang spectrum indicator, ang minus sign ay nagpapahiwatig na ang spectrum ay may bumababang character, i.e. na may pagtaas ng intensity ng K. l. bumababa). Kadalasan ay gumagamit din sila ng differential representation ng spectrum [particle/(cm 2 s MeV)], na sumasalamin sa pag-asa sa bilang ng mga particle sa bawat unit ng agwat ng enerhiya (1 MeV).
Ang differential spectrum, kumpara sa integral spectrum, ay nagbibigay-daan sa amin na matukoy ang mas banayad na mga detalye ng enerhiya. pamamahagi ng K. l. Ito ay makikita mula sa Fig. 2, na nagpapakita ng differential spectrum ng cosmic rays na naobserbahan malapit sa Earth sa hanay mula sa humigit-kumulang 10 6 hanggang eV. Mga particle ng K. l. na may mga enerhiya na bumabagsak sa pagitan na ito ay naiimpluwensyahan ng solar na aktibidad, samakatuwid ang pag-aaral ng enerhiya. spectrum K. l. sa hanay na 10 6 -10 11 eV ay napakahalaga para sa pag-unawa sa pagtagos ng mga cosmic ray. mula sa interstellar hanggang sa interplanetary space, mga pakikipag-ugnayan ng mga cosmic ray. may interplanetary magnet. field (IMF) at para sa interpretasyon ng solar-terrestrial na koneksyon.Bago magsimula ang extra-atmospheric at extra-magnetospheric na mga obserbasyon ng cosmic rays. ang tanong ng hugis ng differential spectrum sa rehiyon ng eV ay tila malinaw: ang spectrum malapit sa Earth ay may pinakamataas na malapit sa 400 MeV/nucleon; ang unmodulated spectrum sa interstellar space ay dapat magkaroon ng power-law na hugis; Dapat ay walang galactic sa interplanetary space. K. l. mababang enerhiya. Mga direktang sukat ng K. l. sa hanay mula 10 6 hanggang 10 8 eV ay nagpakita, salungat sa mga inaasahan, na, simula sa humigit-kumulang = 30 MeV (at mas mababa), ang intensity ng cosmic rays. lumalaki muli, i.e. natuklasan ang isang katangiang paglubog sa spectrum. Marahil, ang kabiguan ay ang resulta ng tumaas na modulasyon ng K. l. sa rehiyon ng eV, kung saan pinakamabisa ang pagkalat ng particle sa mga inhomogeneities ng IMF.
Ito ay itinatag na sa eV ang spectrum ng K. l. ay hindi na napapailalim sa modulasyon, at ang slope nito ay tumutugma sa halagang 2.7 hanggang eV. Sa puntong ito ang spectrum ay sumasailalim sa isang pahinga (ang tagapagpahiwatig ay tumataas sa = 3.2-3.3). May mga indikasyon na sa parehong oras sa komposisyon ng K. l. tumataas ang proporsyon ng mabibigat na nuclei. Gayunpaman, ang data sa komposisyon ng K. l. sa rehiyon ng enerhiya na ito ay napakahirap pa rin. Sa align="absmiddle" width="118" height="17"> eV, dapat na biglang magwakas ang spectrum dahil sa pagtakas ng mga particle sa intergalactic space. espasyo at pakikipag-ugnayan sa mga photon. Ang daloy ng mga particle sa ultra-high energy region ay napakaliit: sa karaniwan, hindi hihigit sa isang eV particle ang bumabagsak sa isang lugar na 10 km 2 bawat taon.Para kay K. l. Ang eV ay nailalarawan sa pamamagitan ng mataas na isotropy: na may katumpakan na 0.1%, ang intensity ng mga particle sa lahat ng direksyon ay pareho. Sa mas mataas na enerhiya, tumataas ang anisotropy at sa hanay ng eV ay umaabot sa ilan. sampu ng % (Larawan 3). Anisotropy ~0.1% na may maximum na malapit sa 19:00 sidereal time ay tumutugma sa nangingibabaw na direksyon ng paggalaw ng mga cosmic ray. kasama ang mga linya ng magnetic field. galactic field spiral arm kung saan matatagpuan ang Araw. Sa pagtaas ng enerhiya ng butil, ang oras ng maximum ay nagbabago sa 13 oras ng sidereal time, na tumutugma sa pagkakaroon ng daloy ng cosmic ray drift. na may eV mula sa Galaxy sa mga linya ng magnetic field.
4. Pinagmulan ng cosmic rays
Dahil sa mataas na isotropy ng cosmic l. Ang mga obserbasyon malapit sa Earth ay hindi nagpapahintulot sa amin na itatag kung saan sila nabuo at kung paano sila ipinamamahagi sa Uniberso. Ang mga tanong na ito ay sinagot ng radio astronomy na may kaugnayan sa pagtuklas ng space exploration. sa hanay ng dalas ng radyo Hz. Ang radiation na ito ay nilikha ng napakataas na mga electron ng enerhiya habang gumagalaw sila sa magnet. field ng kalawakan.
Ang dalas kung saan ang intensity ng radio emission ay pinakamataas ay nauugnay sa lakas ng magnetic field. mga patlang N at electron energy sa ratio (Hz), kung saan ang pitch angle ng electron (ang anggulo sa pagitan ng electron velocity vector at ng vector N). Magn. field ng Galaxy, sinusukat ng ilang beses. pamamaraan, ay may halaga ng E. Sa karaniwan, sa E at =0.5, eV, i.e. Ang mga electron na nagpapalabas ng radyo ay dapat magkaroon ng parehong mga enerhiya tulad ng mga pangunahing. masa ng mga cosmic ray na naobserbahan malapit sa Earth. Ang mga electron na ito, na isa sa mga bahagi ng cosmic rays, ay sumasakop sa isang pinahabang rehiyon na sumasaklaw sa buong kalawakan at tinatawag na galactic. halo. Sa interstellar magnetic Sa mga patlang, ang mga electron ay gumagalaw tulad ng ibang sisingilin na mga particle ng mataas na enerhiya - mga proton at mas mabibigat na nuclei. Ang pagkakaiba lamang ay, dahil sa kanilang mababang masa, ang mga electron, hindi tulad ng mas mabibigat na mga particle, ay marubdob na naglalabas ng mga radio wave at sa gayon ay nakita ang kanilang mga sarili sa malalayong bahagi ng Galaxy, bilang isang tagapagpahiwatig ng mga cosmic ray. sa lahat.
Bilang karagdagan sa pangkalahatang galactic Ang mga discrete na pinagmumulan ng synchrotron radio emission ay natuklasan: mga shell, ang galactic core, . Natural na asahan na ang lahat ng pinagmumulan ng mga bagay na ito ng mga cosmic ray.
Hanggang sa simula ng 70s. ika-20 siglo maraming mananaliksik ang naniniwala na si K. l. na may align="absmiddle" width="89" height="17"> ang eV ay pangunahing metagalactic. pinagmulan. Kasabay nito, ang kawalan ng mga kilalang galaxy ay ipinahiwatig. pinagmumulan ng mga particle na may hanggang 10 21 eV at ang mga paghihirap na nauugnay sa problema ng kanilang containment sa Galaxy. Kaugnay ng pagtuklas ng mga pulsar (1967), ang isang bilang ng mga posibleng mekanismo para sa acceleration ng kahit na napakabigat na nuclei sa ultra-high energies ay isinasaalang-alang. Sa kabilang banda, ang data na nakuha ay nagpapahiwatig na ang mga electron na naobserbahan malapit sa Earth ay nabuo at naipon sa Galaxy. Walang dahilan upang isipin na ang mga proton at mas mabibigat na nuclei ay kumikilos nang iba sa bagay na ito. Kaya, ang teoryang galactic ay makatwiran. pinagmulan ng K. l.Ang hindi direktang kumpirmasyon ng teoryang ito ay nakuha mula sa data sa pamamahagi ng mga cosmic source sa buong celestial sphere. gamma radiation. Ang radiation na ito ay lumitaw dahil sa pagkabulok ng mga meson, na nabuo sa panahon ng banggaan ng mga cosmic ray. na may mga particle ng interstellar gas, gayundin dahil sa bremsstrahlung radiation mula sa relativistic electron sa panahon ng kanilang banggaan sa mga particle ng interstellar gas. Ang gamma ray ay hindi apektado ng magnetism. fields, kaya ang direksyon ng kanilang pagdating ay direktang tumuturo sa pinagmulan. Kabaligtaran sa halos isotropic na pamamahagi ng mga cosmic ray na naobserbahan sa loob ng Solar System, ang distribusyon ng gamma radiation sa kalangitan ay naging lubhang hindi pantay at katulad ng pamamahagi ng mga supernovae sa buong kalawakan. longitude (Larawan 4). Ang magandang kasunduan sa pagitan ng pang-eksperimentong data at ang inaasahang pamamahagi ng gamma radiation sa celestial sphere ay nagsisilbing matibay na ebidensya na ang pangunahing Ang pinagmulan ng cosmic ray ay supernovae.
Teorya ng pinagmulan ng K. l. umaasa hindi lamang sa hypothesis ng galactic ang likas na katangian ng mga mapagkukunan ng K. l., ngunit din sa ideya na ang K. l. ay pinanatili sa Galaxy sa mahabang panahon, dahan-dahang dumadaloy sa intergalactic. space. Gumagalaw sa isang tuwid na linya, K. l. ilang beses na sana umalis sa Galaxy mamaya. libong taon pagkatapos ng sandali ng henerasyon. Sa sukat ng Galaxy, ang oras na ito ay napakaikli na imposibleng mabayaran ang mga pagkalugi sa napakabilis na pagtagas. Gayunpaman, sa interstellar magnetic field. field na may mataas na gusot na mga linya ng puwersang paggalaw ng cosmic l. ay may isang kumplikadong kalikasan, nakapagpapaalaala sa pagsasabog ng mga molekula sa isang gas. Bilang resulta, ang oras ng pagtagas ng K. l. mula sa Galaxy ay lumilitaw na libu-libong beses na mas malaki kaysa sa panahon ng rectilinear motion. Ang nasa itaas ay may kinalaman sa basic mga bahagi ng mga particle K. l. (na may eV). Ang mga particle na may mas mataas na enerhiya, na ang bilang nito ay napakaliit, ay mahinang pinalihis ng galactic. mag. field at umalis sa Galaxy medyo mabilis. Ito ay tila nauugnay sa isang break sa spectrum ng radiation. sa eV.
Ang pinaka-maaasahang pagtatantya ng oras ng pagtagas ng CO l. mula sa Galaxy ay nakuha mula sa data sa kanilang komposisyon. Sa K. l. ang light nuclei (Li, Be, B) ay naroroon sa napakalaking dami (kumpara sa average na kasaganaan ng mga elemento). Ang mga ito ay nabuo mula sa mas mabibigat na nuclei ng cosmic ray. kapag ang huli ay bumangga sa nuclei ng mga atom ng interstellar gas (pangunahin ang hydrogen). Upang magkaroon ng light nuclei sa naobserbahang dami, K. l. Sa kanilang paggalaw sa Galaxy dapat silang dumaan sa isang kapal ng interstellar matter na humigit-kumulang. 3 g/cm. Ayon sa data sa pamamahagi ng interstellar gas at mga labi ng mga pagsabog ng supernova, ang edad ng mga cosmic ray. hindi hihigit sa 30 milyong taon.
Pabor sa supernovae bilang pangunahing ang pinagmumulan ng mga cosmic ray, bilang karagdagan sa data ng astronomiya ng radyo, x-ray at gamma-ray, ay nagpapahiwatig din ng mga pagtatantya ng kanilang paglabas ng enerhiya sa panahon ng mga flare. Ang mga pagsabog ng supernova ay sinamahan ng paglabas ng malalaking masa ng gas, na bumubuo ng isang malaki, maliwanag na kumikinang at lumalawak na shell (nebula) sa paligid ng sumasabog na bituin. Ang buong enerhiya ng pagsabog ay ginugol sa radiation at kinetic energy. ang enerhiya ng pagpapalawak ng gas ay maaaring umabot sa 10 51 -10 52 erg. Sa ating Galaxy, ayon sa pinakabagong data, ang mga supernova ay sumasabog sa karaniwan nang hindi bababa sa isang beses bawat 100 taon. Kung itatalaga natin ang flare energy ng 10 51 erg sa yugto ng panahon na ito, pagkatapos ay cf. Ang flash power ay magiging approx. erg/s. Sa kabilang banda, upang mapanatili ang moderno density ng enerhiya K.l. OK. 1 eV/cm kapangyarihan ng K. l source. sa Wed. oras ng buhay ni K. l. sa Galaxy, ang mga taon ay dapat na hindi bababa sa 10 40 erg/s. Ito ay sumusunod na upang mapanatili ang density ng enerhiya ng cosmic l. sa makabago sapat na ang antas para makatanggap sila ng iilan lamang. % lakas ng pagsabog ng supernova. Gayunpaman, ang radio astronomy ay maaari lamang direktang makakita ng mga radio-emitting electron. Samakatuwid, hindi pa tiyak na masasabi (bagaman ito ay tila natural, lalo na sa liwanag ng mga nagawa ng gamma-ray astronomy) na sa panahon ng mga pagsabog ng supernova, isang sapat na bilang ng mga proton at mas mabibigat na nuclei ay nabuo din. Kaugnay nito, hindi nawalan ng kahalagahan ang paghahanap ng iba pang posibleng pagkukunan ng K. l. Ang malaking interes sa bagay na ito ay ang mga pulsar (kung saan, tila, posible ang pagbilis ng butil sa mga ultra-high energy) at ang rehiyon ng galactic. nuclei (kung saan posible ang mga prosesong sumasabog na mas malaki kaysa sa mga pagsabog ng supernova). Gayunpaman, ang kapangyarihan ng henerasyon ng mga cosmic ray ay galactic Ang core ay tila hindi lumalampas sa kabuuang lakas ng kanilang henerasyon sa panahon ng mga pagsabog ng supernova. Bilang karagdagan, karamihan sa mga cosmic ray na nabuo sa core ay aalis sa galactic disk bago makarating sa paligid ng Araw. Kaya, maaari nating ipagpalagay na ang mga pagsabog ng supernova ay mga phenomena. ang pangunahing, bagaman hindi lamang ang pinagmulan ng K. l.
5. Mekanismo ng cosmic ray acceleration
Ang tanong ng mga posibleng mekanismo para sa pagpapabilis ng mga particle sa enerhiya ng ~ 10 21 eV sa detalye ay malayo pa sa pagiging pinal. mga solusyon. Gayunpaman, sa mga pangkalahatang tuntunin ang likas na katangian ng proseso ng acceleration ay malinaw na. Sa isang ordinaryong (non-ionized) na gas, ang muling pamamahagi ng enerhiya sa pagitan ng mga particle ay nangyayari dahil sa kanilang mga banggaan sa isa't isa. Sa rarefied cosmic Sa plasma, ang mga banggaan sa pagitan ng mga naka-charge na particle ay may napakaliit na papel, at ang pagbabago sa enerhiya (pagpabilis o pagbabawas ng bilis) ng isang indibidwal na particle ay dahil sa pakikipag-ugnayan nito sa electric magnet. mga patlang na nagmumula sa paggalaw ng lahat ng mga particle ng plasma na nakapalibot dito.
Sa ilalim ng normal na mga kondisyon, ang bilang ng mga particle na may enerhiya na kapansin-pansing lumalampas sa av. ang enerhiya ng thermal motion ng mga particle ng plasma ay hindi gaanong maliit. Samakatuwid, ang acceleration ng mga particle ay dapat magsimula nang praktikal mula sa thermal energies. Sa kalawakan plasma (electrically neutral) ay hindi maaaring magkaroon ng anumang makabuluhang electrostatic. field, na maaaring mapabilis ang mga naka-charge na particle dahil sa potensyal na pagkakaiba sa pagitan ng mga punto ng field. Gayunpaman, ang kuryente ay maaaring mangyari sa plasma. mga larangan na may pulsed o inductive na kalikasan. Pulse electric lilitaw ang mga patlang, halimbawa, kapag ang isang neutral na kasalukuyang layer ay nasira sa lugar ng magnetic contact. mga patlang ng kabaligtaran na polarity (tingnan). Induction electric lumilitaw ang field habang tumataas ang magnetic intensity. mga field sa paglipas ng panahon (betatron effect). Bilang karagdagan sa mga pulsed field, ang unang yugto ng acceleration ay maaaring sanhi ng pakikipag-ugnayan ng mga pinabilis na particle sa mga electric field ng plasma waves sa mga lugar na may matinding turbulent plasma motion.
Sa espasyo, tila, mayroong isang hierarchy ng accelerating na mga mekanismo, na gumagana sa iba't ibang mga kumbinasyon o sa iba't ibang mga pagkakasunud-sunod depende sa mga tiyak na kondisyon sa larangan ng acceleration. Pagpapabilis ng pulsed electric field o plasma turbulence ay nag-aambag sa kasunod na pagpabilis ng mekanismo ng induction (betatron) o ng mekanismo ng Fermi.
Ang ilang mga tampok ng proseso ng pagbilis ng butil sa espasyo ay nauugnay sa pag-uugali ng plasma sa mga magnetic field. patlang. Cosmic mag. ang mga patlang ay umiiral sa malalaking volume ng espasyo. Particle na may bayad Ze at salpok p gumagalaw sa magnetic patlang H kasama ang isang curved path na may instant radius ng curvature
,
saan R = cp/Ze- mag. paninigas ng butil (sinusukat sa volts), - anggulo ng pitch ng particle. Kung ang field ay nagbabago nang kaunti sa mga distansyang maihahambing sa halaga , kung gayon ang particle trajectory ay may anyo ng isang helical line na paikot-ikot sa paligid ng magnetic field line. mga patlang. Sa kasong ito, ang mga linya ng field ay, kumbaga, nakakabit sa plasma (na-frozen sa plasma) - ang pag-aalis ng anumang bahagi ng plasma ay nagdudulot ng kaukulang pag-aalis at pagpapapangit ng mga linya ng magnetic field. mga patlang, at kabaliktaran. Kung ang sapat na matinding paggalaw ay nasasabik sa plasma (ang sitwasyong ito ay lumitaw, halimbawa, bilang isang resulta ng pagsabog ng supernova), kung gayon mayroong maraming mga random na paglipat ng mga seksyon ng plasma. Para sa kalinawan, ito ay maginhawa upang isaalang-alang ang mga ito bilang hiwalay na mga ulap ng plasma na gumagalaw na may kaugnayan sa bawat isa sa mataas na bilis. Basic ang masa ng mga particle ng plasma ay hawak sa mga ulap at gumagalaw kasama nila. Gayunpaman, ang isang maliit na bilang ng mga particle na may mataas na enerhiya, kung saan ang radius ng curvature ng trajectory ay nasa mag. Ang patlang ng plasma ay maihahambing sa laki ng ulap o lumampas dito; kapag ito ay pumasok sa ulap, hindi ito nananatili dito. Ang mga particle na ito ay pinalihis lamang sa magnetically. patlang ng ulap, ito ay parang isang butil na bumangga sa ulap sa kabuuan at mga particle ay nakakalat dito (Larawan 5). Sa ganitong mga kondisyon, ang particle ay epektibong nakikipagpalitan ng enerhiya sa buong ulap nang sabay-sabay. Pero kinetic. ang enerhiya ng ulap ay napakataas at, sa prinsipyo, ang enerhiya ng pinabilis ang mga particle ay maaaring lumaki nang walang limitasyon hanggang ang particle ay umalis sa rehiyon na may matinding paggalaw ng plasma. Ito ang kakanyahan ng mga istatistika. mekanismo ng acceleration na iminungkahi ni E. Fermi noong 1949. Parehong pinabilis ang mga particle kapag nakikipag-ugnayan sila sa malalakas na shock wave (halimbawa, sa interplanetary space), lalo na kapag ang dalawang shock wave ay lumalapit sa isa't isa, na bumubuo ng reflective magnets. "mga salamin" (o "mga pader") para sa pinabilis na mga particle.
Kapag pinabilis ng mga plasma wave, ang mga particle na may ilang enerhiya lamang ay maaaring mapabilis. beses na mas thermal. Ang bilang ng mga naturang particle ay hindi masyadong maliit, ngunit ang mga kondisyon ng acceleration ay makabuluhang nakasalalay sa uri ng mga particle, na dapat humantong sa isang malakas na pagbabago sa kanilang komposisyon kumpara sa komposisyon ng paunang plasma. Ang spectrum ng pinabilis na mga proton, gayunpaman, sa kasong ito ay maaari ding maging ~ exp -(R/R 0).
Ang mekanismo ng betatron, na batay sa pangangalaga ng adiabatic. invariant of particle motion = const, ay nagbibigay ng power-law spectrum at hindi pumipili sa uri ng mga particle, ngunit ang bisa nito ay proporsyonal sa magnetic field. katigasan ng butil ( dR/dt ~ R), ibig sabihin. Para sa pagkilos nito, kinakailangan ang paunang acceleration (iniksyon).
Ang Fermi acceleration mechanism ay nagbibigay ng power-law energy. spectrum, gayunpaman, ito ay pumipili patungkol sa uri ng mga particle. Pagpapabilis ng mga shock wave sa kalawakan. humahantong din ang plasma sa enerhiya ng batas ng kapangyarihan. spectrum, at theoretically. Ang mga kalkulasyon ay nagbibigay ng index na =2.5, na tumutugma nang maayos sa naobserbahang hugis ng spectrum ng cosmic ray. Kaya, ang teorya ng acceleration, sa kasamaang-palad, ay nagbibigay-daan para sa isang hindi maliwanag na diskarte sa interpretasyon ng naobserbahang spectra ng pinabilis na mga particle (sa partikular, solar cosmic ray).
Mga proseso ng pagpabilis sa pamamagitan ng pulsed electric mga field na malapit sa magnetic zero lines. mga patlang ay sinusunod sa panahon ng solar flares, kapag para sa ilang. lumilitaw ang mga particle ng min, pinabilis sa isang enerhiya ng ilang. GeV. Malapit sa mga pulsar, sa mga shell ng supernovae sa Galaxy, pati na rin sa mga extragalactic. mga bagay - radio galaxies at quasar - ang prosesong ito ay maaari ding gumanap ng malaking papel. mekanismo ng acceleration o hindi bababa sa papel ng injector. Sa huling kaso, ang mga iniksyon na particle ay pinabilis sa max. naobserbahan sa K. l. enerhiya bilang resulta ng pakikipag-ugnayan sa mga alon at magnetic inhomogeneities. mga patlang sa magulong plasma.
Ang mga obserbasyon sa iba't ibang kaliskis (Galaxy, Sun, magnetosphere ng Earth, atbp.) ay nagpapakita na ang particle acceleration ay nangyayari sa kalawakan. plasma kung saan man mayroong sapat na matinding inhomogeneous na paggalaw at magnetic field. mga patlang. Gayunpaman, sa malalaking bilang at sa napakataas na enerhiya, ang mga particle ay maaari lamang mapabilis kung saan ang napakalaking kinetic force ay ibinibigay sa plasma. enerhiya. Ito ay eksakto kung ano ang mangyayari sa tulad engrande cosmic kapaligiran. mga proseso tulad ng mga pagsabog ng supernova, aktibidad ng mga radio galaxy at quasar.
Kasabay ng malaking papel ni K. l. sa astrophysics mga proseso, kinakailangang tandaan ang kanilang kahalagahan para sa pag-aaral ng malayong nakaraan ng Earth (mga pagbabago sa klima, ebolusyon ng biosphere, atbp.) at para sa paglutas ng ilang praktikal na mga problema. modernong mga gawain (pagtiyak sa kaligtasan ng radiation ng mga kosmonaut, pagtatasa ng posibleng kontribusyon ng cosmic radiation sa meteorological effect, atbp.).
Lit.:
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Pinagmulan ng mga cosmic ray, M., 1963; Miroshnichenko L.I., Cosmic rays sa interplanetary space, M., 1973; Dorman L.I., Eksperimento at teoretikal na pundasyon ng cosmic ray astrophysics, M., 1975; Toptygin I, N., Cosmic rays sa interplanetary magnetic field, M., 1983.
(L.I. Miroshnichenko)
Ang mga cosmic ray (CR) ay karaniwang nauunawaan bilang mga stream ng mga naka-charge na relativistic na particle, simula sa mga proton at helium nuclei at nagtatapos sa nuclei ng mas mabibigat na elemento hanggang sa uranium, na nabuo at pinabilis sa mataas at napakataas (hanggang sa 10 20 eV) na enerhiya sa labas ng Lupa. Sa kasong ito, ang flux ng mga particle na may enerhiya hanggang 10 9 eV ay pinangungunahan ng kontribusyon ng Araw, at ang mga particle ng mas mataas na enerhiya ay mula sa galactic (at, posibleng, sa pinakamataas na enerhiya, extragalactic) na pinagmulan.
Naturally, hindi nauubos ng mga proton at nuclei ang buong sari-saring radiation na dumarating sa Earth mula sa kalawakan. Gayunpaman, ang mga isyu na nauugnay sa pag-aaral ng iba pang mga bahagi na bumubuo sa cosmic radiation: mga electron, positron, antiproton, neutrino, gamma quanta, pati na rin ang iba't ibang electromagnetic radiation, ay hindi sakop dito.
Ang komposisyon ng galactic cosmic rays (GCRs) ay pinangungunahan ng mga proton, na ang natitirang nuclei ay nagkakahalaga ng mas mababa sa 10%. Ang mga proton ay nananatiling nangingibabaw na bahagi, hindi bababa sa hanggang sa mga enerhiya ng ~1 TeV, bagaman ang proporsyon ng nuclei ay tumataas sa enerhiya ng particle. Inihahambing ng Figure 1 ang relatibong kasaganaan ng nuclei sa CR sa kasaganaan ng mga elemento sa solar system (Simpson, 1997). Sa pangkalahatan, ang pagkakatulad ay sinusunod, na may dalawang pagbubukod: ang pangkat na Li, Be, B at mga elemento mula Cl hanggang Mn.
kanin. 1 Representasyon ng mga elemento. Ang mga madilim na tuldok ay mga cosmic ray, ang mga light tuldok ay ang Solar System.
Tulad ng makikita mula sa figure, ang nilalaman ng light nuclei sa GCR (na may singil Z mula 3 hanggang 5) ay ilang mga order ng magnitude na mas mataas kaysa sa kanilang nilalaman sa mga bituin. Bilang karagdagan, ang mga GCR ay nailalarawan sa pamamagitan ng isang makabuluhang mas malaking presensya ng mabibigat na nuclei (Z>20) kumpara sa kanilang likas na kasaganaan. Ang maanomalyang mataas na representasyon ng mga elementong ito ay nauugnay sa isang karagdagang kontribusyon mula sa paghahati ng mas mabibigat na elemento sa interstellar medium. Pareho sa mga salik na ito ay napakahalaga para sa paglilinaw sa tanong ng pinagmulan ng GCR.
Ang Araw ay pinagmumulan din ng mga CR, at ang mga flux ng solar cosmic rays (SCRs), lalo na sa panahon ng mga solar flare, ay maaaring umabot ng napakataas na halaga, gayunpaman, ang katangian na halaga ng kanilang enerhiya, bilang panuntunan, ay hindi lalampas sa 109 eV, habang Ang mga GCR ay ipinamamahagi sa napakalawak na hanay ng mga enerhiya mula 109 hanggang 1020 eV. Samakatuwid, ang paghahati ng mga cosmic ray sa galactic at solar cosmic ray ay sumasalamin sa kakanyahan ng bagay, dahil ang parehong mga katangian at pinagmumulan ng mga cosmic ray at cosmic ray ay ganap na naiiba. Sa mga enerhiya na mas mababa sa 10 GeV/nucleon, ang intensity ng GCR na sinusukat malapit sa Earth ay nakasalalay sa antas ng aktibidad ng solar (mas tiyak, sa pagbabago ng magnetic field sa panahon ng mga solar cycle). 
Sa rehiyon ng mas mataas na enerhiya, ang intensity ng GCR ay pare-pareho sa oras. Ayon sa mga umiiral na konsepto, ang mga GCR mismo ay nagtatapos sa rehiyon ng enerhiya sa pagitan ng 10 17 at 10 18 eV. Samakatuwid, sa mga energies sa itaas ng 10 18 eV mas tamang gamitin ang pagtatalaga sa simpleng CR, dahil ang pinagmulan ng mga cosmic ray ng napakataas na enerhiya ay malamang na hindi konektado sa Galaxy. Ang naobserbahang differential CR energy spectrum (Cronin, 1999) ay ipinapakita sa Fig. 2. Ang spectrum ay inilalarawan ng isang batas ng kapangyarihan sa isang napakalawak na hanay ng enerhiya mula 10 11 hanggang 10 20 eV na may bahagyang pagbabago sa slope na humigit-kumulang 3 10 15 eV (kink, minsan tinatawag na tuhod) at humigit-kumulang 10 19 eV (bukung-bukong). Ang pinagsamang CR flux sa itaas ng bukung-bukong ay humigit-kumulang 1 particle bawat km 2 bawat taon.
Fig.2 Energy spectrum ng cosmic rays.
Ang likas na batas ng kapangyarihan ng spectrum ng enerhiya ng CR ay nagpapahiwatig ng di-thermal na pinagmulan ng kanilang enerhiya, at ito naman, ay nagpapataw ng ilang mga kinakailangan sa mga pinagmumulan ng CR, na dapat tiyakin ang pagbuo ng isang spectrum ng enerhiya ng power-law. Ang maximum na enerhiya ng mga particle ng CR na naitala mula sa mga obserbasyon ng malawak na pagbuhos ng hangin ay 3.10 20 eV, at mayroong higit sa 10 mga kaganapan na ang enerhiya ay >10 20 eV. Ang ganitong mga enerhiya ay halos hindi maibibigay ng mga mapagkukunan na matatagpuan sa ating Galaxy. Kasabay nito, nililimitahan ng interaksyon ng cosmic rays ng napakataas na enerhiya na may cosmic microwave background radiation na may temperaturang 2.75ºK ang hanay ng mga distansya kung saan maaaring dumating ang mga particle na may ganoong enerhiya sa rehiyon ng lokal na supercluster ng mga kalawakan, at sa ito, tulad ng sa ating Galaxy, wala ring mga bagay na makakapagbigay ng acceleration sa naturang mataas na enerhiya. Ang problemang ito ay umaakit ng malapit na atensyon ng mga mananaliksik, at upang malutas ito, ang mga pag-install na may malalaking sensitibong lugar ay nilikha, dahil ang intensity ng napakataas na enerhiya na mga particle ay napakababa (tingnan ang Fig. 2).
Ang density ng enerhiya na dala ng mga cosmic ray ay ~1 eV/cm3; ang pinakamalaking kontribusyon sa halagang ito, dahil sa matarik na pagbagsak ng spectrum, ay ginawa ng mga particle na medyo mababa ang enerhiya. Samantala, makabuluhan na ang halaga ng density ng enerhiya ng GCR ay lumalabas na maihahambing sa density ng enerhiya ng thermal motion ng interstellar gas at ang magulong galaw nito, na may density ng kabuuang electromagnetic radiation ng mga bituin ng ating Galaxy at may ang density ng enerhiya na nakapaloob sa magnetic field ng Galaxy. Nangangahulugan ito na ang papel ng GCR sa balanse ng enerhiya ng mga proseso na nagaganap sa Uniberso ay medyo malaki, at ang pangyayaring ito ay dapat isaalang-alang ng teorya ng pinagmulan ng cosmic ray (Astrophysics CR, 1990).
Ang daloy ng GCR ay nailalarawan sa pamamagitan ng isang mataas na antas ng isotropy. Ang mga halaga ng anisotropy coefficient hanggang 10 14 eV ay hindi lalampas sa 0.1%; na may karagdagang pagtaas sa enerhiya, ang CR anisotropy coefficient ay tumataas at umabot ng ilang sampu-sampung porsyento sa energies >10 19 eV; gayunpaman, ang istatistikal na kahalagahan ng ang mga eksperimentong resulta ay nasa rehiyon ng napakataas at napakataas na enerhiya (10 15 –10 20 eV), bilang panuntunan, ay maliit.
Kasalukuyang nawawala ang teorya ng pinagmulan ng mga GCR, na maaaring tawaging ganap na kumpleto, lalo na kung isasaisip natin ang pinagmulan ng mga GCR ng ultra-high energies (>10 15 eV), bagama't sa nakalipas na 10–15 taon doon ay isang pag-unawa sa pangkalahatang katangian ng mga proseso, kung saan lumilitaw at bumibilis ang mga cosmic ray, at nagkaroon ng makabuluhang pag-unlad. Ang isang kumpletong teorya ng pinagmulan ng mga GCR ay dapat ipaliwanag ang mga pangunahing katangian ng mga GCR: ang kapangyarihan-batas na hugis ng spectrum ng enerhiya, ang halaga ng density ng enerhiya, ang masa (kemikal) na komposisyon ng mga pangunahing CR, kabilang ang data sa mga flux ng mga antiproton. , mga electron, positron, gamma ray, ang praktikal na katatagan ng intensity ng GCR sa paglipas ng panahon at ang napakahina nitong anisotropy. Noong huling bahagi ng 1950s, ang mga pagsasaalang-alang sa enerhiya (Ginzburg at Syrovatsky 1963) ay humantong sa konklusyon na ang pinagmulan ng mga GCR (hindi bababa sa karamihan ng kanilang masa) ay dapat ituring na mga pagsabog ng supernova sa ating Galaxy. Ang quantitative theory ng pag-convert ng enerhiya ng isang supernova explosion sa energy spectrum ng cosmic rays sa pamamagitan ng pagpapabilis ng mga charged particle sa pamamagitan ng shock waves sa lumalawak na supernova shell ay nagsimulang umunlad noong huling bahagi ng 1970s (Krymsky, 1977) at ngayon ay naging pangkalahatang tinatanggap, bagaman ito ay hindi pa nakakatanggap ng panghuling pang-eksperimentong kumpirmasyon. Ginagawang posible ng teoryang ito na ilarawan ang pagbuo ng isang power-law GCR spectrum hanggang sa mga energies na ~10 15 .Z eV, kung saan Z ang singil ng pinabilis na ion, at kahit hanggang ~10 17 .Z eV (Ptuskin at Zirakashvili, 2005) na isinasaalang-alang ang malaking magnetohydrodynamic turbulence na nagmumula sa mga kawalang-tatag ng CR flux sa maagang yugto ng supernova evolution, ngunit ang mga karagdagang pagsisikap ay kinakailangan upang maunawaan kung paano pinabilis ang mga particle hanggang sa mga enerhiya na 10 20 eV.
Ang spectrum ng enerhiya ng mga GCR at ang kanilang mass composition, na naobserbahan malapit sa Earth, ay nabuo bilang isang resulta ng pagbabago sa panahon ng pagpasa mula sa mga mapagkukunan na ipinamamahagi pangunahin sa loob ng gitnang bahagi ng galactic disk hanggang sa solar system na matatagpuan sa periphery ng Galaxy. Dahil ang parehong regular at random na magnetic field ay umiiral sa Galaxy, ang katangiang lakas nito ay ~3.10 -6 G, ang mga particle ng GCR ay kumakalat sa napakasalimuot na mga tilapon, at ang kanilang paggalaw ay maaaring ilarawan sa isang mahusay na pagtatantya bilang diffusion. Ang mga pangunahing argumento na pabor sa pagkakaroon ng diffusion ay nauugnay sa halos kumpletong isotropy ng GCR flux at ang pagkakaroon ng light nuclei (Li, Be, B) sa GCR flux sa dami ng daan-daang libong beses na mas malaki kaysa sa kanilang kasaganaan sa ang Galaxy. Ang haba ng buhay ng mga GCR, ibig sabihin, ang oras na nananatili sila sa Galaxy, ay ~3.10 7 taon, na 4 na order ng magnitude na mas malaki kaysa sa oras na kinakailangan upang tumawid sa Galaxy kapag gumagalaw sa isang tuwid na linya. Sa panahong ito, ang hanay ng nuclei ng mga medium na elemento (C, N, O) ay magiging 5–10 g/cm 2 sa interstellar gas, na sapat para sa pagbuo ng light nuclei. Bumababa ang buhay ng mga GCR at ang dami ng bagay na dinadaanan nila sa pagtaas ng enerhiya ng particle; Ang mga particle ng napakataas na enerhiya ay halos hindi na nakakaranas ng pagsasabog.
Ang spectrum ng enerhiya at masa ng komposisyon ng mga GCR ay maaaring masukat nang direkta, ibig sabihin, bilang resulta ng direktang pagpaparehistro ng mga particle ng GCR sa mga eksperimento na isinasagawa sa mga lobo at satellite, o paggamit ng mga hindi direktang pamamaraan batay sa pag-aaral ng mga katangian ng malawak na air shower (EAS) nagaganap bilang isang resulta ng pagbuo ng isang proseso ng kaskad sa kapaligiran. Ang bentahe ng pamamaraang EAS ay ang ilang bahagi ng shower ay maaaring makita sa napakalaking distansya mula sa tilapon ng pangunahing particle na nabuo ang EAS (hanggang sampu-sampung kilometro kapag nagre-record ng fluorescence na nilikha ng mga naka-charge na shower particle sa atmospera), na nakakamit isang malaking pagtaas sa epektibong lugar ng pagtuklas ng kaganapan. Ginagawa nitong posible na malampasan ang mga hindi maiiwasang limitasyon ng mga istatistika na likas sa mga direktang eksperimento at kung saan hindi pinapayagan ang mga ito na magamit upang pag-aralan ang mga GCR sa itaas ng isang tiyak na threshold ng enerhiya, na nakasalalay sa geometric factor ng detector. Sa kasalukuyan, ang record value ng enerhiya na nakamit sa mga eksperimento sa Proton series satellite (1968) ay ~ 2.10 15 eV. Para sa karamihan ng mga direktang eksperimento, mas mababa pa rin ang threshold na ito, kaya ang hangganan sa pagitan ng direkta at hindi direktang mga eksperimento ay nasa pagitan ng mga energies na 10 14 –10 15 eV. Gayunpaman, ang presyo para sa paggamit ng mga pakinabang ng hindi direktang pamamaraan ay ang pangangailangan upang matukoy ang enerhiya at mass number ng pangunahing particle batay sa mga resulta ng pag-unlad ng cascade sa atmospera, na nauugnay sa makabuluhang kawalan ng katiyakan kahit na ito ay kilala. eksakto kung paano nangyayari ang elementarya na pagkilos ng pakikipag-ugnayan. Samantala, ang aming impormasyon tungkol sa mga pakikipag-ugnayan ng hadron-nucleon ay limitado sa isang enerhiya na 2.10 15 eV (ang katumbas na enerhiya ng Tevatron sa isang sistema ng laboratoryo). Kasabay nito, dapat itong bigyang-diin na ang parehong kawalan ng katiyakan ay likas sa mga eksperimento na isinagawa gamit ang mga calorimeter ng ionization sa mga satellite at lobo kung ang mga eksperimentong ito ay naglalayong sa isang rehiyon ng enerhiya kung saan walang pang-eksperimentong data sa mga pakikipag-ugnayan ng hadron-nucleon.
2. MGA PARAAN PARA SA PAG-AARAL NG COSMIC RAY
Dahil sa malaking lawak ng spectrum ng CR sa mga tuntunin ng enerhiya at ang likas na pagbagsak nito, kinakailangang gumamit ng iba't ibang paraan ng pagsukat.
2.1 Mga direktang pamamaraan
Ang pang-eksperimentong pag-aaral ng mga GCR gamit ang mga direktang pamamaraan ay nagmumungkahi ng posibilidad ng direktang pagsukat ng singil at enerhiya ng mga pangunahing particle. Gaya ng nabanggit na sa Panimula, ang pinakamataas na limitasyon ng hanay ng enerhiya kung saan kasalukuyang magagamit ang mga direktang pamamaraan ay humigit-kumulang 10 15 eV. Ang limitasyong ito ay tinutukoy batay sa natural na pangangailangan upang makamit ang pinakamababang katanggap-tanggap na katumpakan ng istatistika sa loob ng makatwirang oras ng eksperimento. Kahit na ang halagang ito ay mas maliit kaysa sa itaas na limitasyon ng CL spectrum (~ 10 20 eV), gayunpaman, sa kasong ito, ang hanay ng enerhiya kung saan ang mga pag-aaral ay isinasagawa sa pamamagitan ng mga direktang pamamaraan ay umaabot sa 5 mga order ng magnitude, na humahantong sa kailangang gumamit ng iba't ibang paraan para sa pagsukat ng singil at enerhiya (o momentum) ng mga pangunahing particle.
Tulad ng nalalaman, ang magnetic field ng Earth ay maaaring magsilbi bilang isang analyzer ng magnetic rigidity ng mga particle, na sa nakaraan ay naging posible upang makuha ang unang impormasyon tungkol sa spectrum ng enerhiya ng mga GCR sa rehiyon hanggang sa humigit-kumulang 10 GeV. Ang saklaw mula 10 GeV hanggang 10 15 eV ay pinag-aralan gamit ang mga photographic emulsion, ionization calorimeter, magnetic spectrometer, X-ray emulsion chamber at ilang iba pang instrumento na naka-install sa mga satellite o itinaas sa mga cylinder.
Ang calorimeter ng ionization ay isang medyo makapal na bloke ng materyal na pinahiran ng mga detektor ng ionization, na nagpapahintulot, gamit ang mga pagbabasa ng mga detektor, upang matukoy ang kabuuang ionization na nilikha ng cascade na nabuo ng pangunahing particle, at pagkatapos ay hanapin ang pangunahing enerhiya gamit ang alinman sa pagmomodelo ng ang proseso ng cascade o pagkakalibrate ng calorimeter ng ionization sa isang accelerator. Sa isip, ang calorimeter ng ionization ay dapat na ganap na sumipsip sa buong kaskad na nilikha ng pangunahing particle sa sangkap. Gayunpaman, kapag naglalagay ng calorimeter ng ionization sa isang satellite o balloon, ang naturang pangangailangan ay hindi magagawa, kaya ang calorimeter ay maaaring direktang masukat ang bahagi lamang ng enerhiya ng pangunahing particle, at samakatuwid ang mga error sa pagsukat ng enerhiya ay tumataas sa pagtaas ng enerhiya ng particle. Ang isang ionization calorimeter ay maaaring umiral sa isang photoemulsion na bersyon, at maaari ding kumbinasyon ng mga layer ng X-ray emulsion film, na ginagamit bilang isang ionization detector, na sinusukat ng optical density ng blackening ng pelikula, na may mga layer ng absorber; Posible rin na gumamit ng mga detektor ng ionization ng semiconductor. Kung ang kapal ng calorimeter ay maliit, upang mayroon lamang 1-2 na mga layer ng mga detektor ng ionization, kung gayon ang calorimeter ay nagiging isang tinatawag na pag-install ng push (ang push ay isang pagsabog ng ionization sa detector sa panahon ng pagpasa ng isang avalanche ng mga sisingilin na particle). Hindi tulad ng mga calorimeter, ang mga pag-install ng pusher ay nagpapahintulot sa isa na sukatin lamang ang bilang ng mga naka-charge na particle sa maximum ng cascade, at hindi ang kabuuang ionization na nilikha ng cascade.
Upang sukatin ang singil ng pangunahing butil, bilang panuntunan, ginagamit ang mga espesyal na detektor. Sinasamantala ng mga detektor na ito ang katotohanan na ang parehong pagkalugi at pagkalugi ng ionization dahil sa radiation ng Cherenkov ay proporsyonal sa Z 2 - ang parisukat ng singil ng pangunahing particle. Pinapayagan nito ang paghihiwalay ng Z alinman sa laki ng pagkawala ng ionization ng particle, o sa flux ng Cherenkov radiation na nilikha ng particle (Cherenkov counter).
Ang pananaliksik sa outer space ay sinimulan noong 1960s ni Grigorov at ng kanyang mga kasamahan sa mga eksperimento sa mga satellite ng Proton series (Bugakov et al., 1970). Sa mga eksperimentong ito, ang singil at direksyon ng paggalaw ng butil ay tinutukoy gamit ang mga Cherenkov counter na may plexiglass radiators, at ginamit ang isang ionization calorimeter upang matukoy ang enerhiya (Fig. 3), na naglalaman ng 140 g/cm 2 Pb at 855 g/cm 2 Fe bilang isang absorber sa pagitan ng 16 na mga layer ng ionization chamber (hanggang ngayon ang calorimeter na ito ay nananatiling isang tala sa timbang at ningning).
kanin. 3 Schematic diagram ng IK-15 spectrometer para sa pag-aaral ng high-energy cosmic ray particle; M – mapapalitang graphite at polyethylene target, ChS – Cherenkov counter, TM – manipis na graphite target, DN – detector ng charge at particle direction, IR – ionization chambers, PS – proportional counters.
Sa mga eksperimento sa mga satellite ng Proton series, ang spectrum ng enerhiya ng lahat ng mga particle sa mga energies na 10 11 –10 15 eV at magkahiwalay ang spectra ng mga proton at α-particle ay sinusukat.
Ang patuloy na pag-unlad ng teknolohiya sa mga sumunod na taon ay humantong sa pagpapatupad ng tatlong malalaking eksperimento sa espasyo: HEAO-3, SOKOL at CRN, kung saan ang spectra ay sinusukat hanggang sa mga enerhiya ng ~1 TeV/nucleon para sa mga elemento hanggang sa bakal. Nagsimula ang mga eksperimento sa lobo noong 1970s upang sukatin ang spectra ng iba't ibang elemento sa mga enerhiyang higit sa 100 GeV/nucleon.
Dahil sa pagbuo ng paraan ng emulsion chamber, naging posible ang mahabang flight na nagbibigay ng mas malaking exposure. Isang serye ng mga eksperimento ang isinagawa: MUBEE, JACEE, RUNJOB. Ang isang tipikal na silid ng emulsion na ginagamit para sa mga direktang pagsukat ng mga cosmic ray at ang kanilang mga pakikipag-ugnayan sa tuktok ng kapaligiran sa pamamagitan ng pakikipagtulungan ng JACEE (Asakimori, 1998) ay ipinapakita sa Fig. 4. 
> Idinisenyo ang camera na ito upang sukatin ang pangunahing komposisyon kapag nakalantad sa higit sa 99.5% na kapaligiran. Ang tuktok ng silid ay binubuo ng mga layer ng sensitibong emulsion na pinaghihiwalay ng mga layer ng plastic. Ang singil ng pangunahing nucleus ng insidente ay sinusukat bago ang pakikipag-ugnayan nito sa pamamagitan ng antas ng pagdidilim ng track sa emulsion. Ang gitnang bahagi ng camera ay idinisenyo upang subaybayan ang mga track na may kaunting pagkakataon ng pakikipag-ugnayan. Nagbibigay-daan ito sa mga track na mag-diverge nang sapat upang ang mga cascade na nabuo ng mga pakikipag-ugnayan sa calorimetric na bahagi ng kamara ay maaaring indibidwal na masukat.
kanin. 4 – Emulsion chamber sa eksperimento ng JACEE.
Ang mga mahahalagang elemento ng calorimeter ay mga x-ray film at lead plate. Ang mga electromagnetic cascade, na nabuo nang direkta sa pamamagitan ng mga electron o photon, o mga photon mula sa pagkabulok ng π 0 -meson, ay mabilis na nabubuo sa lead, at ang kanilang enerhiya ay maaaring matukoy sa pamamagitan ng pagbubuod ng mga pag-itim na sukat sa mga layer ng X-ray film sa bawat cascade. Ang mga katangian ng isang bilang ng mga eksperimento sa espasyo at lobo, pati na rin ang data sa mga nakaplanong eksperimento sa hinaharap, ay ibinubuod sa Talahanayan 1 (Wefel, 2003).
Talahanayan 1 Mga eksperimento upang pag-aralan ang spectra at kemikal na komposisyon ng galactic cosmic ray
| Eksperimento, Taon | Core | Pamamaraan | Saklaw ng enerhiya, eV | Geom. salik,/m 2 .sr. | Exposure factor /m 2 avg.day |
| sasakyang pangkalawakan | |||||
| Proton 1-4 1965-1968 | Lahat ng core H, Siya | calorimeter | 10 11 - 10 15 | 0.05 - 10 | 5 - 2000 |
| HEAO-3 1979-1980 | 16≤Z≤28 | ionization/Cherenkov | 3.10 10 - 10 13 | 1.2 | 370 |
| HEAO-3 1979-1980 | 4≤Z≤28 | Cherenkovsky mga detektor | 3.10 10 - 2.10 12 | 0.14 | 33 |
| CRN Spacelab2 1985 | 5≤Z≤26 | Mga detektor ng radiation ng paglipat | 7.10 11 - 3.10 13 | 0.1- 0.5 0.5 -0.9 | 0.3 -3 |
| FALCON (Space) 1984-1986 | 1≤Z≤26 | calorimeter | 2.10 12 - 10 14 | 0.026 | 0.4 |
| Mga lobo | |||||
| Ryan et al 1969-1970 | 1≤Z≤26 | calorimeter | 5.10 10 - 2.10 12 | 0.036 | 0.01 |
| JACEE | 1≤Z≤26 | silid ng emulsyon | 10 12 - 5.10 14 | 2-5 | 107(H,Siya) 65(Z>2) |
| MUBEE 1975-1987 | 1≤Z≤26 | emulsyon camera | 10 13 - 3.10 14 | 0.6 | 22 |
| RUNJOB 1995-1999 | 1≤Z≤26 | emulsyon camera |
10 13 - 5.10 14 | 1.6 | 43 |
| ATIC Antarctic 2000-2001 | 1≤Z≤28 | calorimeter | 10 10 - 10 14 | 0.23 | 3.5 |
| ATIC Antarctic 2002-2003 | 1≤Z≤28 | calorimeter | 10 10 - 10 14 | 0.23 | 6.9 |
| TRACER 2004-2005 | 1≤Z≤28 | mga detektor radiation ng paglipat | 10 11 - 3.10 14 | 5 | 70 |
| CREAM 2004-2005 | 1≤Z≤28 | lumilipas na mga detektor radiation/calorimeter | 10 12 - 5.10 14 | 1.4 -0.35 | 35 - 140 |
| Mga bagong eksperimento | |||||
| sasakyang pangkalawakan | |||||
| ACCESS | mga detektor radiation ng paglipat | 10 13 - 5.10 15 | 7 - 12 | 7000 - 12000 | |
| (CSTRD) | calorimeter | 10 12 - 10 15 | 0,9 | 900 | |
| PROTON-S | calorimeter | 10 12 - 3.10 16 | 18 | 18000 | |
| INCA | neutron calorimeter | 10 14 - 10 16 | 48 | 48000 | |
| AMS | superconducting | 10 10 - 10 13 | 50 | 50000 | |
Sa Fig. Ipinapakita ng Figure 5 ang isang schematic diagram ng instrumento ng eksperimento ng AMS (Casaus et al, 2003).
kanin. 5 Schematic diagram ng AMS device.
Kung isasaalang-alang ang mga resulta ng pagsukat ng spectra at komposisyon ng mga GCR gamit ang mga direktang pamamaraan (tingnan sa ibang pagkakataon sa teksto), kitang-kita ang mga limitasyon sa istatistika ng data, kaya kinakailangan ang qualitative at quantitative na pagpapabuti ng eksperimentong sitwasyon. Isinasaalang-alang ang pagbagsak ng likas na katangian ng spectrum ng enerhiya ng GCR, na humahantong sa isang matalim na pagbaba sa intensity ng GCR flux na may pagtaas sa enerhiya ng mga nakitang particle, isang detector na may isang lugar na 1 m 2 sa hangganan ng ang kapaligiran ay magrerehistro ng humigit-kumulang 100 kaganapan bawat taon na may enerhiya na > 10 15 eV. Ito ay humahantong sa konklusyon na ang isang enerhiya ng ≈ 10 15 eV ay naghihiwalay sa rehiyon ng enerhiya kung saan ang mga direktang pamamaraan ay maaaring gamitin mula sa napakataas na rehiyon ng enerhiya, kung saan sa kasalukuyan ay hindi direktang mga pamamaraan lamang ang maaaring gamitin.
2.2 Hindi direktang pamamaraan
Ang kakayahang makakuha ng impormasyon tungkol sa mga ultra-high-energy na GCR ay dahil sa pagkakaroon ng kapaligiran ng Earth, kung saan ang isang pangunahing particle ay bumubuo ng isang hadronic-electromagnetic cascade na binubuo ng isang malaking bilang ng mga pangalawang particle at tinatawag na isang malawak na air shower (EAS) . Ang pangalan na ito ay dahil sa ang katunayan na ang mga pangalawang particle na nagmumula bilang isang resulta ng mga pakikipag-ugnayan at pagkabulok ay maaaring makita sa sapat na malalaking distansya mula sa axis ng EAS - isang tuwid na linya na tumutugma sa direksyon ng paggalaw ng pangunahing particle. Depende sa pangunahing enerhiya, ang pagtuklas ng EAS ay maaaring mangyari sa mga distansya ng daan-daan o kahit libu-libong metro mula sa axis, upang ang epektibong lugar ay umabot sa sampu-sampung kilometro kuwadrado. Ang lahat ng ito ay ginagawang posible na pag-aralan ang mga EAS gamit ang isang sistema ng mga nakahiwalay na detektor na inilagay upang masakop ang pinakamalaking posibleng lugar (Christiansen et al. 1975).
Upang ipatupad ang paraan ng EAS, kinakailangan ang mga detektor ng malalaking lugar, na idinisenyo para sa mahabang pagkakalantad, na dahil sa maliit na pagkilos ng mga particle na may ganitong mga enerhiya. Ang pinakakaraniwang paraan ay ang pagtatayo ng mga instalasyon sa ibabaw ng lupa na maaaring sumaklaw sa mga lugar na sinusukat sa square kilometers at gumana nang maraming taon.
Ang paraan ng EAS ay nananatiling pinakamabisang paraan para sa pagkuha ng impormasyon tungkol sa mga PCR na may mga enerhiya na higit sa 10 15 eV. Ang pamamaraang ito na, hanggang sa pinakamataas na naobserbahang enerhiya na ~ 3.10 20 eV, ay nagbigay ng karamihan ng data sa mga pangunahing katangian ng PCR: spectrum ng enerhiya, komposisyon ng masa at anisotropy (Kalmykov at Khristiansen, 1995).
Sa kasaysayan, ang unang paraan na ginamit upang pag-aralan ang mga EAS ay ang paraan ng pag-detect ng mga EAS sa pamamagitan ng pagtatala ng mga stream ng mga naka-charge na particle, at dahil sa pagiging simple nito, laganap pa rin ito ngayon. Ang mga katangian ng mga EAS at mga isyung metodolohikal ay inilarawan nang detalyado sa pagsusuri ni Greisen (1958), na hindi nawawala ang kahalagahan nito hanggang sa araw na ito. 
Ang batayan ng mga EAS ay ang hadron cascade sa atmospera, na umuunlad mula sa isang pangunahing particle - isang proton o nucleus (Larawan 6), na nakikipag-ugnayan sa hangganan ng atmospera.
kanin. 6– EAS development diagram (Haungs, 2003).
Habang umuunlad ang cascade, nabuo ang iba pang mga bahagi ng EAS - ang bahagi ng electron-photon, ang bahagi ng muon, pati na rin ang optical radiation na nagreresulta mula sa pagpasa ng mga sisingilin na particle sa atmospera (Cherenkov at fluorescent). Ang pinakamarami sa mga sisingilin na particle ng EAS ay mga electron, na kadalasang kinabibilangan ng mga positron. Ang bilang ng mga muon ay humigit-kumulang 10% ng bilang ng mga electron (na may bilang ng mga electron Ne ≈10 5 –10 6). Ang bilang ng mga gamma ray ay humigit-kumulang dalawang beses sa bilang ng mga electron, at ang mga hadron ay bumubuo ng ~1% ng kabuuang bilang ng mga particle sa EAS.
Ang pagbuo ng isang shower sa atmospera ay nangyayari sa paraang ang bilang ng mga particle sa isang EAS ay unang tumaas, pagkatapos ay umabot sa isang maximum, at pagkatapos ay bumababa habang ang enerhiya ng isang pagtaas ng bilang ng mga particle ay bumaba sa ibaba ng threshold para sa karagdagang pagbuo ng particle. Ang mga particle ng EAS ay bumubuo ng manipis na disk ng mga relativistic na particle. Ang mga high-energy hadron na bumubuo sa EAS trunk ay nagpapakain sa electromagnetic na bahagi ng shower, pangunahin nang may mga photon mula sa pagkabulok ng mga neutral na pions. Ang mga nucleon at iba pang high-energy hadron ay nag-aambag sa hadron cascade. Siningil ang mga pion at kaon ng mas mababang pagkabulok ng enerhiya, na nag-aambag sa bahagi ng muon. (Ang relasyon sa pagitan ng pagkabulok at pakikipag-ugnayan ay depende sa enerhiya at lalim sa atmospera.)
Sa bawat pakikipag-ugnayan ng hadronic, bahagyang higit sa isang katlo ng enerhiya ay inililipat sa electromagnetic component. Dahil ang karamihan sa mga hadron ay paulit-ulit na nakikipag-ugnayan, karamihan sa pangunahing enerhiya ay unti-unting nagiging electromagnetic component. Ang Bremsstrahlung radiation ng mga photon sa pamamagitan ng mga electron at positron, pati na rin ang pagbuo ng mga pares ng electron-positron sa pamamagitan ng mga photon ay humantong sa mabilis na pagpaparami ng mga particle sa electromagnetic cascades, upang ang bilang ng mga electron at positron sa shower ay tumaas. Matapos ang shower ay pumasa sa maximum, ang bilang ng mga electron at positron ay nagsisimulang bumaba, dahil dahil sa fragmentation ng enerhiya sa pagitan ng mga particle, ang kanilang katangian ng enerhiya ay nagiging mas mababa sa kritikal (Ec ~ 80 MeV), pagkatapos nito ang mga electron at positron ay mabilis na nawala ang natitirang enerhiya sa ionization. Samakatuwid, ang karamihan sa enerhiya ng shower ay sa wakas ay nawala dahil sa pagkawala ng ionization ng mga electron at positron. Maliban sa maliit na bahagi F(E0) enerhiya na dinadala ng mga muon at neutrino, pangunahing enerhiya E0 ay tinutukoy ng kabuuang haba ng mga trajectory ng lahat ng mga electron sa atmospera (ang haba ng track integral):
Kung saan ang N(x) ay ang bilang ng mga naka-charge na particle sa shower sa lalim na x (sinusukat sa kahabaan ng shower axis) at ang α ay ang pagkawala ng enerhiya sa bawat unit na haba ng path sa atmospera. 
Ang isang halimbawa ng isang setup para sa pag-aaral ng mga EAS ay ipinapakita sa Fig. 7.
Kasabay ng pagtuklas ng EAS sa pamamagitan ng flux ng mga sisingilin na particle, ang mga pamamaraan para sa pag-detect ng EAS ay naging laganap din, batay sa pagpaparehistro ng optical radiation na kasama ng EAS - Cherenkov radiation at ionization glow o fluorescence.
kanin. 7- Pag-install ng KASCADE (Klages et al, 1997).
Mahalaga na ang mga flux ng parehong Cherenkov light at fluorescence ay pangunahing tinutukoy ng mga katangian ng electron-photon cascades, na maaaring kalkulahin nang may mas mahusay na katumpakan kaysa sa mga katangian ng hadron cascades, at samakatuwid ang mga flux ng Cherenkov radiation at fluorescence ay hindi gaanong paksa. sa model dependence. Ito ay isang mahalagang bentahe, kahit na ang pagpapatupad ng pamamaraan ay nangangailangan ng pag-install upang gumana lamang sa malinaw na walang buwan na mga gabi, na binabawasan ang aktwal na oras ng eksperimento sa 5-10% ng astronomical na oras. Ang mga fluorescence detector ay isang mahalagang bahagi ng pag-install ng Pierre Auger at, na may pangunahing enerhiya na ~ 10 20 eV, ginagawang posible na makita ang pagpasa ng EAS sa layo na hanggang 40 km mula sa detector. Binubuo ang mga proyekto upang maitala ang fluorescence na nilikha ng EAS sa kapaligiran gamit ang mga pag-install na nakabatay sa espasyo.
Ang mga kawili-wiling data, na mahalaga para sa pagtukoy ng masa ng komposisyon ng mga GCR, ay ibinibigay sa pamamagitan ng pag-aaral ng hadronic na bahagi ng EAS. Gayunpaman, ang mga flux ng hadron ay makabuluhang mas mababa kaysa sa mga flux ng mga bahagi ng electron at muon, at ang kagamitan na kinakailangan para sa pag-detect ng mga hadron ay medyo kumplikado (calorimeter ng ionization) at mahal, kaya ang bahagi ng hadron ay bihirang pinag-aralan sa mga modernong pag-install para sa pag-detect ng mga EAS.
Tila nangangako na gumamit ng mga X-ray emulsion chamber ng malaking lugar hanggang ~1000 m 2 bilang bahagi ng mga pag-install ng EAS (Larawan 8), tulad ng sa eksperimento ng Pamir (Baiburina et al., 1984), upang masukat ang mataas na enerhiya gitnang bahagi ng EAS, na ginagawang posible na irehistro ang mga particle ng TeV na may spatial na resolusyon na 300 µm. 
kanin. 8 Scheme ng paggamit ng X-ray emulsion chamber (Kempa, 1997).
Upang makakuha ng impormasyon tungkol sa mga pangunahing cosmic ray mula sa data ng EAS, kailangan ang isang pinagsamang diskarte upang matiyak na ang pinakamalaking posibleng bilang ng mga katangian ay matatagpuan sa bawat shower. Ang sabay-sabay na pagpaparehistro ng bahagi ng muon kasama ang bahagi ng elektron ay ginagawang posible na kunin ang impormasyon tungkol sa komposisyon ng masa ng pangunahing radiation. Para sa parehong layunin, ang isa ay maaaring gumamit ng impormasyon sa paayon na pag-unlad ng electron-photon cascade sa atmospera, pati na rin sa mga pag-andar ng spatial na pamamahagi ng ilang mga bahagi.
Ang paggamit ng EAS upang matukoy ang spectrum ng enerhiya at komposisyon ng masa ng mga GCR ay hindi maiiwasang nauugnay sa pangangailangang muling buuin ang mga parameter ng pangunahing particle (enerhiya, mass number, at direksyon ng pagdating nito) mula sa mga tugon ng mga detector na kasama sa pag-install . Imposible ang naturang muling pagtatayo maliban kung ang isa ay may modelo ng hindi pangkaraniwang bagay na ito, batay sa extrapolation ng data ng accelerator sa mga katangian ng mga pakikipag-ugnayan ng hadronic sa rehiyon ng ultra-high na enerhiya, kung saan wala ang naturang data. Sa pormal na paraan, ang data ng accelerator ay nagtatapos na ngayon sa katumbas na enerhiya ng laboratoryo na 1.8.10 15 eV, ngunit isang bilang ng mahahalagang katangian ng mga pakikipag-ugnayan ng hadron-nucleon at, sa partikular, ang mga pakikipag-ugnayan ng hadron-nucleus ay kilala lamang hanggang sa mga enerhiya ng ~1 TeV. Dahil ang mga modelo ng mga pakikipag-ugnayan ng hadron na kasalukuyang ginagamit ay phenomenological, kung gayon, mahigpit na pagsasalita, ang pagiging maaasahan ng kanilang mga hula ay hindi magagarantiyahan sa labas ng rehiyon ng enerhiya kung saan natukoy ang mga parameter ng modelo. Ang sitwasyong ito ay dapat palaging isaisip kapag binibigyang-kahulugan ang pang-eksperimentong data na nakuha sa pamamagitan ng pag-aaral ng mga EAS.
3. COSMIC RAYS MALAPIT SA LUPA
3.1 Lugar ng mga epekto ng modulasyon
Ang pinakamababang mga particle ng enerhiya ay hindi direktang makikita malapit sa Earth dahil pinipigilan ng solar wind ang mga particle na ito na makapasok sa ating Heliosphere. Ang heliospheric modulation na ito ay bumababa sa pagtaas ng enerhiya at humahantong sa isang solar cycle ng CR intensity variation sa mababang enerhiya. Ang mga kapansin-pansing pagbabago ay nangyayari sa intensity at spectrum ng mga GCR na pumapasok sa Heliosphere. Ang mga pagbabagong ito ay pangunahing nauugnay sa pakikipag-ugnayan ng cosmic ray flux sa solar wind at mga magnetic field na nagyelo sa hanging ito. Bilang resulta, ang spectrum ng enerhiya ng mga galactic cosmic ray na sinusukat malapit sa Earth ay kapansin-pansing naiiba sa GCR spectrum sa interstellar medium. Ipinapakita ng Figure 9 ang mga resulta ng mga sukat ng spectrum ng galactic cosmic rays sa mga tagal ng panahon na tumutugma sa iba't ibang yugto ng solar activity (Heber, 2001). 
kanin. 9 Enerhiya spectrum ng iba't ibang elemento na sinusukat malapit sa Earth sa taon ng pinakamababang aktibidad ng solar (upper curves) at sa taon ng maximum (mas mababa).
Makikita na sa mga enerhiya na higit sa 10 GeV/nucleon, ang mga intensidad ng GCR sa iba't ibang yugto ng aktibidad ng solar ay bahagyang naiiba. Kasabay nito, sa mga enerhiya ng ~10 MeV, ang mga intensity ng spectra ay maaaring mag-iba sa pamamagitan ng isang order ng magnitude.
Kung isasaalang-alang ang iba't ibang mga phenomena sa heliosphere sa loob ng ilang dekada, ang kanilang kadahilanan sa pagtukoy ay ang 11-taon at 22-taong cyclicity ng solar na proseso, na nailalarawan sa pamamagitan ng isang bilang ng mga malinaw na itinatag na mga pattern tungkol sa antas ng solar na aktibidad, ang lokasyon ng mga aktibong rehiyon sa ang photosphere, pati na rin ang magnetic field ng mga aktibong formations. Ang hangganan ng rehiyon ng modulasyon ay matatagpuan sa mga distansyang ~100 AU.
Ipinapakita ng Figure 10 ang modulasyon ng intensity ng CR sa 11-taong solar cycle (Bazilevskaya et al., 2005). Ang intensity ng GCR ay nagbabago sa antiphase sa bilang ng mga sunspot. Gayunpaman, ang mga proseso ng solar modulation ay naging medyo kumplikado at hindi maaaring bawasan lamang sa anti-correlation sa bilang ng mga sunspot.
Ang teoretikal na batayan para sa transportasyon ng GCR sa heliosphere ay ang Parker transport equation (Parker, 1965):
Nasaan ang cosmic ray distribution function, R ay ang tigas, r at t ay ang distansya mula sa Araw at oras, ayon sa pagkakabanggit. V - bilis ng solar wind. Ang kanang bahagi ng equation ay naglalaman ng mga terminong naglalarawan ng particle convection, longitudinal at transverse drift, diffusion, adiabatic energy changes at particle source, ayon sa pagkakabanggit. Ang pinagmulan ng mga particle ay maaaring maging anumang heliospheric source. Ang K ay isang tensor, ang simetriko na bahagi nito ay naglalarawan ng diffusion, at ang antisymmetric na bahagi ng tensor ay naglalarawan ng drift ng mga particle sa heliospheric magnetic field na may average na bilis V D . Sa mga nagdaang taon, ang pagsasaalang-alang sa pagsasabog sa direksyon na patayo sa magnetic field ay naging lalong mahalaga.
Ang equation (1) ay karaniwang nalulutas ayon sa numero. Ang solusyon nito, sa prinsipyo, ay ginagawang posible na makakuha ng mga halaga ng modulasyon sa loob ng heliosphere. Gayunpaman, ang iba't ibang mga natural na proseso at koneksyon kung saan ang CR ay kasangkot ay napakahusay na kapag nilutas ang equation na ito, isang problema ang lumitaw - ang pangangailangan para sa detalyadong kaalaman sa spatial, temporal at energy dependencies ng mga pangunahing parameter ng equation sa laki at geometry ng rehiyon ng modulasyon.
kanin. 10 Intensity ng cosmic rays na may enerhiya > 100 MeV sa hangganan ng atmospera sa rehiyon ng Murmansk ayon sa stratospheric measurements. Ang solidong linya ay nagpapahiwatig ng intensity ng CR, ang may tuldok na linya ay nagpapahiwatig ng bilang ng mga sunspot.
Dahil sa pagiging kumplikado ng problema, ang mga modelo ng modulasyon batay sa three-dimensional, numerical simulation na umaasa sa enerhiya ay napakaaktibong napabuti kamakailan. Ang mga resulta ng pagkalkula ay maaaring ihambing sa pang-eksperimentong data na nakuha sa mga lobo at spacecraft. Sa (Bonino et al, 2001), gamit ang isang tinatayang solusyon ng transport equation, ang isang differential energy spectrum ng mga proton ay ipinakita, depende sa solar modulation parameter M:
Narito ang T ay ang kinetic energy bawat nucleon, at ang E0 ay ang natitirang enerhiya ng nucleon. Sa parehong gawain, ang pang-eksperimentong data mula sa mga obserbasyon ng spectrum ng galactic cosmic ray sa mga lobo at spacecraft ay nasuri. 29 iba't ibang mga eksperimento ang isinaalang-alang. Sa pamamagitan ng paghahambing ng mga resulta ng mga kalkulasyon gamit ang formula (2) sa mga datos na ito, natukoy ang mga parameter ng solar modulation na M na pinakamahusay na naglalarawan sa mga halaga ng intensity ng eksperimentong. (Fig.11) 
kanin. 11 Differential spectra ng cosmic rays na nakuha sa batayan ng equation (2) para sa iba't ibang halaga ng solar modulation M = 390, 600, 820, 1080 MeV (curves 1,2,3,4, ayon sa pagkakabanggit) kumpara sa pang-eksperimentong data nakuha sa mga balloon at space device noong 1965, 1968, 1980 at 1989. ayon sa pagkakabanggit.
Mayroong semi-empirical dynamic na modelo (Nymmik, 2005) na nagpapahintulot sa isa na ilarawan ang mga flux ng mga particle ng GCR na may Z mula 1 hanggang 92 at may mga enerhiya mula 5 hanggang 10 5 MeV/nucleon. Isinasaalang-alang ng modelo ang pag-asa ng mga flux sa antas ng aktibidad ng solar, pati na rin ang magnitude at direksyon ng solar magnetic field.
3.2 Rehiyon ng enerhiya 10 11 –10 17 eV
3.2.1 Direktang mga eksperimento
Sa itaas ng mga energies na ~10.Z GeV, ang modulasyon na dulot ng magnetic field ng heliosphere ay bale-wala at maaari itong isaalang-alang, sa unang pagtataya, na ang spectra ng mga indibidwal na elemento na kasama sa GCR ay sumusunod sa isang batas ng kapangyarihan. Ang parehong pangungusap ay totoo para sa lahat ng mga particle ng GCR. Ang spectrum index ay nagbabago sa isang enerhiya na 3-4 PeV mula sa humigit-kumulang -2.7 hanggang -3.1, at ang break na ito sa spectrum ay madalas na tinatawag na "tuhod". Ang pinagmulan ng tuhod, na natuklasan halos 50 taon na ang nakalilipas (Kulikov at Christiansen, 1958), ay isang debate pa rin. Iba't ibang mga posibilidad para sa paglitaw ng isang kink dahil sa alinman sa isang pagbabago sa likas na katangian ng pagpapalaganap ng GCR sa ating Galaxy, o isang pagbabago sa proseso ng pagbilis ng butil, ay isinasaalang-alang pa sa Seksyon 4 at 5. Gayunpaman, dapat itong bigyang-diin na sa parehong kaso ang enerhiya kung saan dapat mangyari ang isang kink para sa nuclei na may singil na Z ay lumalabas na proporsyonal sa Z.
Sa Fig. Ang 12, 13, 14 ay nagpapakita ng mga resulta ng mga direktang eksperimento sa pag-aaral ng mga flux ng mga proton, helium nuclei at iron nuclei (Horandel, 2003), pati na rin ang mga pagtatantya na binuo ayon sa talahanayan mula sa parehong gawain.
 |
 |
 |
Fig. 12-14 Spectra ng mga proton, helium at iron nuclei
3.2.2 Pamamaraan para sa pagtukoy ng spectrum ng enerhiya at komposisyon ng masa ng mga GCR mula sa data ng EAS
Kapag gumagamit ng mga EAS bilang isang tool para sa pag-aaral ng ultrahigh-energy cosmic ray, ang pagtukoy sa pangunahing enerhiya at komposisyon ng masa ay nagiging, sa pangkalahatan, magkakaugnay. Sa katunayan, ang mga pamamaraan na ginamit ay batay sa alinman sa sabay-sabay na pagsukat ng ilang bahagi ng isang indibidwal na EAS sa isang partikular na antas ng pagmamasid, o sa impormasyon tungkol sa paayon na pag-unlad nito. Ang pag-unlad ng EAS ay nakasalalay sa parehong enerhiya ng pangunahing particle na bumuo ng shower at sa mass number nito. Ang pinakamalawak na ginagamit na paraan para sa pagkuha ng impormasyon tungkol sa mass number ng isang pangunahing particle ay ang pag-aaral ng relasyon sa pagitan ng bilang ng mga electron Ne at ng bilang ng muons Nμ. Sa karaniwan, ang mga EAS mula sa pangunahing nuclei ay mas mabilis na nabubuo sa atmospera at may mas malaking bilang ng mga muon.
Ang mga spatial na pamamahagi ng iba't ibang mga bahagi ng EAS at, sa partikular, Cherenkov radiation, ay nagdadala ng impormasyon tungkol sa hugis ng cascade curve at, samakatuwid, tungkol sa kung gaano kabilis ang pag-unlad ng shower sa kapaligiran. Ang pag-aaral ng mga distribusyon ng mga oras ng pagdating ng iba't ibang bahagi ng EAS sa antas ng pagmamasid (Cherenkov o fluorescent light, muons) ay nagbibigay din ng impormasyon tungkol sa aktwal na pag-unlad ng mga EAS at ginagamit sa eksperimentong pagsasanay.
Ang pagguhit ng mga pisikal na konklusyon mula sa pagsusuri ng mga eksperimentong naobserbahang EAS ay isang medyo kumplikadong proseso dahil sa ang katunayan na mayroong mga pagbabagu-bago na nauugnay sa random na kalikasan ng mga proseso ng cascade, pati na rin ang iba't ibang uri ng mga sistematikong kawalan ng katiyakan na lumitaw sa panahon ng pagtuklas ng mga EAS. Sa pangkalahatang kaso, ang mga katangian ng pangunahing particle na kinaiinteresan natin ay dapat matukoy nang may pinakatumpak na pagsasaalang-alang sa parehong mga pagbabagong likas sa mga proseso ng cascade at lahat ng kinakailangang detalye ng proseso ng pagsukat.
Para sa layunin ng pagmomodelo sa proseso ng pag-unlad ng EAS, maraming mga programa sa Monte Carlo ang binuo: CORSIKA (Heck et al, 1998), MOCCA (Hillas, 1981), AIRES (Sciutto, 1999) at ang mga bago ay patuloy na binuo. Dahil ang direktang paggamit ng pamamaraan ng Monte Carlo mula sa enerhiya ng pangunahing particle hanggang sa threshold na enerhiya ng direktang natukoy na mga particle ay nangangailangan ng makabuluhang oras ng computer, sa pangunahing enerhiya> 10 16 eV, ang mga scheme na may pagpapakilala ng mga istatistikal na timbang ay karaniwang ginagamit (Hillas, 1997), na maaaring humantong sa mga artipisyal na pagbabago. Ang paggamit ng mga numerical na pamamaraan ay ginagawang posible na makabuluhang bawasan ang oras para sa pagkalkula ng mga average na katangian ng proseso, ngunit ito ay lumalabas na isang hindi gaanong maginhawang tool kung kinakailangan na isaalang-alang ang mga pagbabago at gayahin ang proseso ng pag-detect ng EAS. Samakatuwid, ang pinaka-promising na direksyon para sa pagbuo ng mga pamamaraan ng computational ay tila ang synthesis ng Monte Carlo approach at numerical na pamamaraan (Kalmykov et al, 1997).
Upang matukoy ang spectrum ng enerhiya ng GCR sa rehiyon ng unang pahinga (10 15 –10 17 eV), kinakailangan na magkaroon ng pagtatantya ng enerhiya ng EAS, at ang pinakamahusay na solusyon sa problema ay isang pagtatantya ng uri ng calorimetric, kung maaari. independyente sa mass number ng particle na nakabuo ng ibinigay na shower. Sa kasamaang palad, hindi ito palaging posible, kaya ang iba't ibang mga pag-install ay gumagamit ng iba't ibang mga pamamaraan para sa pag-convert mula sa naobserbahang spectra patungo sa spectra ng enerhiya.
Ang pagtatantya ng enerhiya at mass number ng isang pangunahing particle batay sa mga resulta ng pagtatala ng mga flux ng mga pangalawang bahagi ng EAS ay bumababa sa paglutas ng kabaligtaran na problema. Ang mga pamamaraan na ginamit ay nahahati sa dalawang makabuluhang magkakaibang klase: ang paggamit ng isang deconvolution procedure (unfolding), kung saan ang energy spectrum at mass composition ay kinukuha mula sa experimentally measured spectra para sa Ne, Nμ, atbp., at ang paggamit ng iba't ibang paraan ng pattern recognition theory, kung saan, sa pamamagitan ng paghahambing sa Theoretical distributions, nagtatalaga ng mga indibidwal na nakitang EAS sa isa o ibang mass number.
Ang paraan ng deconvolution ay ginagamit upang malutas ang Fredholm integral equation ng 1st kind, na, na may kaugnayan sa problema sa kamay, ay maaaring isulat tulad ng sumusunod:
Kung saan ang F(Ne(μ)) ay ang spectrum ng mga electron (o muons) na eksperimento na sinusukat sa pamamagitan ng pag-install, ang Ii(E) ay ang spectrum ng enerhiya ng mga pangunahing particle na kabilang sa pangkat i (protons, helium nuclei, nuclei ng CNO group, atbp. hanggang sa nuclei iron), ay ang posibilidad na ang isang pangunahing particle na may enerhiya E at mass number na tumutugma sa pangkat ng nuclei i ay lilikha ng shower na may kinakailangang bilang ng mga electron o muon.
Upang madagdagan ang katumpakan ng paglutas ng problema, kanais-nais na isaalang-alang nang sabay-sabay ang maraming data hangga't maaari; halimbawa, kapag sinusuri ang data ng KASCADE, ginamit ang spectra ng mga electron at muon sa ilang mga saklaw ng mga anggulo ng zenith (Roth et al, 2003). Upang matantya ang enerhiya sa eksperimento ng KASCADE, ginagamit ang tinatawag na "pinutol" na bilang ng mga muon, katumbas ng integral ng density ng muon sa hanay mula 40 hanggang 200 m mula sa axis ng EAS. Tulad ng nalalaman, ang mga espesyal na karagdagang hakbang ay kinakailangan upang makakuha ng isang natatanging solusyon sa Fredholm integral equation ng unang uri (regularization (Blobel, 1985), positivity ng transfer function (Gold, 1964) o ang pangangailangan ng kinis ng solusyon ( D'Agostini, 1995)). Dapat ding tandaan na ang pagkalkula ng probabilidad ay nangangailangan ng malalaking gastos sa computational, at sa ngayon ang mga istatistika ng theoretical event bank ay mas mababa kaysa sa mga eksperimental. Ang pagtagumpayan sa sitwasyong ito ay nangangailangan ng pagbuo ng pinagsamang mga pamamaraan ng pagkalkula.
Ang pagkilala sa pattern ay maaaring ituring bilang ang gawain ng pagtantya sa density ng mga distribusyon sa isang multidimensional na espasyo, na sinusundan ng paghahati sa lugar na pinag-aaralan sa mga lugar, ang pagpasok kung saan ay binibigyang kahulugan bilang pagtatalaga ng pangunahing particle na nakabuo ng isang ibinigay na EAS sa isa o isa pang grupo ng nuclei. Sa teorya, ang pinakamahusay ay ang tinatawag na Bayesian classifier, na nagpapaliit sa posibilidad ng error sa pag-uuri (Fukunaga, 1972). Gayunpaman, ang iba pang mga pamamaraan ay ginagamit din, lalo na ang pamamaraan ng neural network (Bishop, 1995). Ang paggamit ng indibidwal na pag-uuri ng kaganapan (Glasmacher et al, 1999) ay pinakamahusay na gumagana kapag ang sample sa ilalim ng pag-aaral ng priori ay naglalaman lamang ng dalawang magkakaibang uri ng mga particle (halimbawa, paghahati sa magaan at mabigat na nuclei). Sa mas malaking bilang ng mga grupo, bumababa ang pagiging epektibo ng pamamaraan dahil sa pagtaas ng error sa pag-uuri.
3.2.3 GCR energy spectrum ayon sa data ng EAS
Dahil ang likas na katangian ng break sa spectrum ng enerhiya ng GCR sa isang enerhiya na ~ 3·10 15 eV ay hindi pa ganap na nauunawaan, sa kasalukuyan ay mahirap magmungkahi ng isang computational model na maglalarawan sa spectra ng indibidwal na nuclei, kabilang ang break region, at hindi magtataas ng mga pagdududa. Ang spectra ng mga indibidwal na grupo ng nuclei na nakuha sa eksperimento ng KASCADE (Horandel, 2003) ay nagpapakita ng pagkakaroon ng mga break, at ang enerhiya ng break ay lumalabas na proporsyonal sa singil ng nucleus. Gayunpaman, ang mga intensity ng indibidwal na spectra ay nakasalalay sa modelo ng pakikipag-ugnayan na pinagtibay, na hindi kasalukuyang tiyak na maitatag. Gayunpaman, ang pagsusuri ng data mula sa mga direktang eksperimento at pag-install para sa pag-aaral ng mga EAS ay naging posible na magmungkahi ng isang phenomenological kink model (Horandel, 2003), na matagumpay na naglalarawan sa magagamit na data ng eksperimentong.
Ang pag-asa sa enerhiya ng daloy ng mga particle na may singil Z ay kinuha sa sumusunod na anyo:
Sa ibaba ng break energy EZ, ang spectra ay may karaniwang power-law form, na may γZ depende sa Z. Ang dependence na ito ay tinutukoy mula sa direktang data ng pagsukat. Sa mga enerhiya na mas mataas kaysa sa EZ, ang spectrum ay tinutukoy ng exponent na γc, na may |γc|>|γZ|. Tinutukoy ng halaga ng εc kung gaano kabilis ang paglipat mula sa isang mode patungo sa isa pa. Ang mga parameter na EZ, γc at εc ay tinutukoy mula sa pagsusuri ng data mula sa pag-install ng KASCADE.
Ang pinaka-kagiliw-giliw na resulta ng pagsusuri na ito ay tila ang mga sumusunod. Sa kabila ng pagkakaroon ng isang modelong dependence ng mga halaga ng I 0Z, ang spectrum ng lahat ng mga particle ay halos hindi nagpapakita ng gayong pag-asa. Bukod dito, ang extrapolation ng direktang data ng pagsukat alinsunod sa ipinapalagay na anyo ng I Z (E) na spectra ng enerhiya ay angkop na angkop sa mga resulta na nakuha sa pamamagitan ng pagsusuri ng data mula sa isang malaking bilang ng mga pag-install ng EAS, lalo na kung ang ilang renormalization ng GCR energy spectra ay na-reconstruct mula sa EAS ang data ay isinasagawa (tingnan ang Fig. Fig. 15). Sa kasong ito, bilang panuntunan, sapat na ang pagbabago sa enerhiya ng ilang porsyento lamang. Ang pinakamainam na halaga ng EZ, γc at εc ay katumbas ng: EZ=Z Ep, kung saan Er=(4.51±0.52) PeV; γc=–4.68±0.23; εc=1.87±0.18.
kanin. 15 Differential energy spectra ng lahat ng particle.
Kaya, ang mga tagapagpahiwatig ng bahagyang spectra pagkatapos ng break ay tumaas ng halos 2.0. Ang halaga εc≈2 ay tumutugma sa rehiyon ng paglipat mula γZ hanggang γc, na sumasakop sa humigit-kumulang kalahati ng isang order ng magnitude. Isinasaalang-alang ang presensya sa GCR ng mga elemento hanggang sa uranium, na nakakaranas ng pahinga sa isang enerhiya na ~4.10 17 eV, ginagawang posible ng iminungkahing phenomenological model na ilarawan ang spectrum ng enerhiya ng GCR, humigit-kumulang hanggang sa ipinahiwatig na enerhiya. Sa mataas na enerhiya, dapat ipagpalagay na ang mga cosmic ray ay may iba, malamang na extragalactic, pinagmulan.
3.3 Mga resulta ng pag-aaral ng CR anisotropy
Ang isa sa mga pangunahing katangian ng mga CL ay ang kanilang posibleng anisotropy. Ang mga sukat ng anisotropy ay mahalaga mula sa punto ng view ng pagtukoy sa spatial na pamamahagi ng mga mapagkukunan sa Galaxy at ang likas na katangian ng paggalaw ng mga relativistic na sisingilin na mga particle. Ang impormasyon tungkol sa anisotropy ay partikular na interes para sa pagbibigay-kahulugan sa break sa spectrum ng enerhiya ng mga GCR sa E 0 ≈ 3·10 15 eV.
Ang isa sa mga pinagmumulan ng anisotropy ay ang anisotropy na nauugnay sa kakaibang paggalaw ng solar system na may kaugnayan sa kabuuang masa ng mga bituin, interstellar gas at ang malakihang magnetic field ng Galaxy (ang Compton-Gätting effect). Ang resultang anisotropy ay nasa ayos ng σ ≈3·10 -4. Ang iba pang mga dahilan para sa paglitaw ng anisotropy ay dahil sa pangkalahatang pag-agos ng mga cosmic ray na nabuo sa ating Galaxy sa metagalactic space na walang makabuluhang papel ng reverse flow at ang kontribusyon ng mga indibidwal na kalapit na mapagkukunan (pulsars, supernova remnants).
Ang maaasahang impormasyon tungkol sa anisotropy ng mga cosmic ray sa Galaxy gamit ang ground-based na mga sukat ay makukuha lamang para sa mga particle na may enerhiya na mas malaki kaysa sa 5·10 11 –10 12 eV, dahil ang paggalaw ng mga particle ng mas mababang enerhiya ay malakas na binaluktot ng magnetic field ng solar system.
Ang pag-aaral ng CR anisotropy ay karaniwang batay sa isang pagsusuri ng pag-asa ng kanilang intensity I(t) sa sidereal time t. Ang intensity ay maaaring kinakatawan bilang isang serye ng Fourier:
kung saan ang A 0 ay ang isotropic component, ω = 2π/T, T ay ang tagal ng sidereal day, An ay ang amplitude, at φn ang phase ng nth harmonic. Kadalasan ang mga ito ay limitado sa paghahanap ng A1 at φ1, na hinahati ang buong panahon ng pagsukat sa magkahiwalay na mga pagitan, kung saan ang mga pagkakaiba sa temperatura at barometric ay medyo maliit.
(Ang barometric coefficient ay 1% bawat 1 mm Hg, at ang temperatura coefficient ay humigit-kumulang 1% bawat 10 C. Samakatuwid, kapag nag-aaral ng anisotropy violation na may error sa pagkakasunud-sunod ng isang porsyento, ang tumpak na accounting ng barometric at mga epekto ng temperatura ay kinakailangan .)
Mula sa kahulugan ng anisotropy
At ang mga expression para sa I(t), na nagpapabaya sa mga harmonika ng pangalawa at mas mataas na pagkakasunud-sunod, nakuha namin
Ang paggamit ng mga modelo ng pagsasabog upang kalkulahin ang anisotropy ay limitado, dahil ang anisotropy ay maaaring higit na matukoy ng lokal na istraktura ng magnetic field na malapit sa solar system.
Relasyon sa pagitan ng anisotropy value δ at ang gradient ng konsentrasyon ng CR
Lumalabas sa modelo ng isotropic diffusion, ito ay nilabag dahil sa tensor nature ng diffusion na nauugnay sa "magnetization" ng relativistic CR gas.
Ang mga resulta ng mga sukat ng anisotropy: ang amplitude ng unang harmonic A at ang phase nito φ, iyon ay, ang direksyon sa maximum na intensity, ay ipinapakita sa Figure 16 (Ambrosio et al, 2003). 
Larawan 16 – CL anisotropy. Amplitude ng unang harmonic (a) at ang bahagi nito (b)
Tanging ang pinaka-maaasahang data ang ipinakita, kung saan ang A/σ≥3, kung saan ang σ ay ang root mean square error. Tulad ng makikita mula sa figure, ang amplitude at phase ng anisotropy ay hindi nagpapakita ng kapansin-pansing pag-asa sa enerhiya hanggang sa enerhiya E0≤10 15 eV.
Sa mataas na enerhiya, ang kasalukuyang magagamit na data sa CR anisotropy ay napaka hindi sigurado, pangunahin dahil sa kakulangan ng mga istatistika, at pinapayagan ang isa na tantyahin lamang ang itaas na limitasyon ng anisotropy. Gayunpaman, tila, maaari nating pag-usapan ang isang pagkahilig sa pagtaas ng anisotropy at isang pagbabago sa direksyon nito.
Sa energies E ≥ 10 15 eV, ang anisotropy ay higit sa lahat dahil sa pag-agos ng mga GCR mula sa Galaxy dahil sa diffusion, at ang diffusion coefficient ay nakasalalay sa enerhiya bilang D~E 0 0.6. Sa mga enerhiyang ito, maaaring may malaking kontribusyon sa anisotropy dahil sa pag-anod ng mga particle sa regular na magnetic field ng Galaxy. Dahil sa epekto ng drift (Hall diffusion) ng mga GCR (Zirakashvili et al. 1991), sa pangkalahatang regular na magnetic field ng Galaxy ang anisotropy ay δ~D(E) at isang anisotropy na ~10 -2 ay pinahihintulutan sa E0 ≈10 17 eV.
3.4 Cosmic rays sa mga enerhiyang higit sa 10 17 eV
Ang pagbubukod ng mga cosmic ray na may mga enerhiya na higit sa 10 17 eV sa isang hiwalay na punto ay ipinapayong sa dalawang dahilan. Una, ang enerhiya ng 10 17 eV ay ang hangganan ng enerhiya ng pagkulong ng mga particle ng naturang enerhiya sa Galaxy sa pamamagitan ng magnetic inhomogeneities, na may katangiang sukat na ~100 pc. Pangalawa, mula sa isang pang-eksperimentong punto ng view, sa mga enerhiya na ito mayroong isang paglipat mula sa mga compact na pag-install ng EAS, na ginagawang posible upang matukoy ang kabuuang bilang ng mga particle sa isang shower sa antas ng pagmamasid, na sumasalamin sa enerhiya ng pangunahing particle, sa pinalawak na mga pag-install, kung saan ginagamit ang isa o isa pang parameter ng pag-uuri upang mahanap ang pangunahing enerhiya .
Karamihan sa mga data sa mga energies sa itaas 10 17 eV ay nakuha sa EAS installation: Havera Park, Yakutsk, AGASA at gamit ang mga detector na nagre-record ng fluorescent light mula sa nitrogen atoms na nasasabik sa atmosphere: Fly's Eye at HiRes. Sa kasamaang palad, ang mga installation ng Havera Park, AGASA at Fly's Eye ay tumigil sa operasyon. 
Fig. 17 Differential energy spectrum ng mga CL na may mga energies na higit sa 10 17 eV.
Ipinapakita ng Figure 17 ang differential energy spectra ng PCR sa mga energies sa itaas 10 17 eV, na sinusukat sa Yakutsk (Glushkov et al, 2003), sa AGASA (Sakaki et al, 2001) at HiRes na mga eksperimento (Abbasi et al, 2005).
Makikita mula sa figure na ang intensity ng CL ayon sa data ng pangkat ng Yakut ay kapansin-pansing mas mataas (2.5 beses kumpara sa HiRes), at ang spectrum ay medyo steeper.
Batay sa buong hanay ng pang-eksperimentong data, ang spectrum ng enerhiya ay nailalarawan sa pamamagitan ng mga sumusunod na tampok: ang spectrum ay tumataas sa E-3..3 sa itaas ng 10 17.7 eV (dip), at pagkatapos ay tumira sa E -2.7 sa 10 18.5 eV ( buko). Ang pinakakaraniwang interpretasyon ng bukung-bukong ay na sa itaas ng 10 18.5 eV isang bagong populasyon ng mga cosmic rays ng extragalactic na pinagmulan ay nagsisimulang mangibabaw sa galactic component (Cocconi 1996).
Ang hypothesis na ito ay sinusuportahan ng data ng anisotropy. Sa enerhiya na humigit-kumulang 10 17 eV, ang mga paglihis mula sa isotropy ay maliit. Ayon sa datos mula sa Havera Park (Lloyd-Evans at Watson, 1983) at Yakutsk (Mikhailov at Pravdin, 1997), ang posibleng anisotropy ay katumbas ng: (1.52±0.44)% at (1.35±0.36)%, ayon sa pagkakabanggit. Gayunpaman, ang mga yugto ng anisotropy ay naiiba ng 90º (212º±17º at 123º), kaya ang mga resulta ay dapat tratuhin nang may pag-iingat. Sa isang enerhiya na humigit-kumulang 10 18 eV, ang angular na pamamahagi ng mga EAS sa eksperimento ng AGASA (Hayashida et al, 1999) ay nauugnay sa sentro ng Galactic (anisotropy ~ 4%), habang sa mas mataas na enerhiya (> 410 19 eV) nawawala ang anisotropy .
Upang pumili mula sa mga posibleng modelo ng pinagmulan, ang impormasyon sa komposisyon ng masa ay mahalaga din. Ang magagamit na mga resulta ay napaka hindi sigurado. Sa lakas ng 10 17 –3 × 10 17 eV, ayon sa data mula sa mga pag-install ng EAS sa Moscow State University (Khristiansen et al, 1994) at Fly's Eye (Bird et al, 1993), isang pagpapayaman ng cosmic ray na may mabigat na nuclei ay naobserbahan, dahil sa isang break sa cosmic ray spectrum sa isang enerhiya ng ~3.10 15 eV. Sa mga enerhiya na higit sa 1018 eV (Abbasi et al, 2005) at higit sa 1019 eV (Shinozaki et al, 2003), ang data ay hindi sumasalungat sa pagpapalagay ng komposisyon ng proton ng CR.
Sa paglipat sa napakataas na enerhiya, napansin namin ang tila itinatag na katotohanan ng pagkakaroon sa CR ng mga particle na may enerhiya na higit sa 10 20 eV, na higit na mataas kaysa sa cutoff ng spectrum dahil sa epekto ng GZK (Greisen, 1966; Zatsepin at Kuzmin, 1966), sanhi ng pakikipag-ugnayan ng CR sa mga relic photon. Sa ngayon, ayon sa iba't ibang mga pagtatantya, mula 10 hanggang 20 mga kaganapan ang naitala, na ang pinakamataas na enerhiya ay ~3.10 20 eV.
Upang malutas ang kabalintunaan ng GZK, iba't ibang mga ideya ang iminungkahi, na tatalakayin sa seksyong "Origin of CL". Dito napapansin natin ang isa sa mga hypotheses na nauugnay sa posibleng paglabag sa Lorentz invariance sa ultra-high energies (Kirzhnits at Chechin, 1971), kung saan (Coleman at Glashow, 1999) ang neutral at charged na mga pions ay maaaring maging matatag na mga particle sa mga energies sa itaas ng 1019 eV at maging bahagi ng pangunahing KL.
4. PAGPAPALAganap NG COSMIC RAYS SA GALAXY
4.1 Mga pangunahing parameter ng interstellar medium
Ang mga pangunahing tampok ng interstellar medium ay ang nonstationarity nito at isang malawak na iba't ibang mga pisikal na kondisyon (Astrophysics KL, 1990). Ang interstellar gas, na ang mass ay 5·10 9 M O, ay umiiral sa ilang mga pagbabago. Ang mainit na gas na nabuo bilang resulta ng mga pagsabog ng supernova ay nailalarawan sa pamamagitan ng isang density n≈3·10 -3 /cm3, isang temperatura T≈10 6 K at sumasakop sa isang fraction ng f≈0.2-0.8 sa galactic disk. Bilang karagdagan, mayroong isang mainit na intercloud medium (n≈0.1 cm -3, T≈104 K, f≈0.2-0.8), mga ulap ng atomic hydrogen (n≈40 cm -3, T≈100 K, f≈0.03) , mga molekular na ulap (n≈200 cm -3, T≈10 K, f≈3·10 -3). Ang average na konsentrasyon ng hydrogen nuclei sa galactic disk ay ≈1 cm-3>.
Karamihan sa mga interstellar gas ng Galaxy, tulad ng karamihan sa mga batang bituin, ay puro sa spiral arms ng Galaxy, ang lapad nito sa galactic plane ay ilang daang parsec. Ang masa ng atomic at molecular hydrogen ay humigit-kumulang pantay (~2·10 9 MO). Ang mainit na gas mula sa disk ay dapat ding tumagos sa halo, kung saan maaaring maglaman ito ng ilang porsyento ng kabuuang masa ng gas; ang konsentrasyon ng hydrogen nuclei sa halo ay ≈0.01 / cm 3.
Ang mga obserbasyon na ginawa ng iba't ibang mga pamamaraan ay nagpapahiwatig ng pagkakaroon ng mga kapansin-pansing random na paggalaw ng interstellar medium na may maximum na sukat na ≈100 pc. Ang kabuuang density ng enerhiya na nauugnay sa mga random na paggalaw ay humigit-kumulang 1 eV/cm -3 , ibig sabihin, maihahambing sa density ng enerhiya ng mga cosmic ray.
Ang pamamahagi ng mga supernovae sa Galaxy ay hindi rin pare-pareho, at, bilang karagdagan sa mga indibidwal na supernovae, mayroong mga kumpol ng mga ito. Bilang resulta ng sunud-sunod na pagsabog ng supernova sa loob ng isang asosasyon ng mga bituin ng OB, lumilitaw ang mga higanteng maiinit na lukab (superbubbles) na may sukat na 10 2 -10 3 pc at may kabuuang inilabas na enerhiya sa pagkakasunud-sunod na 10 54 erg. Ang dalas ng naturang mga proseso sa Galaxy ay tinatantya bilang 10 -4 bawat taon, at ang buhay ng cavity ay ~10 7 taon.
Ang mas mataas na antas ng kaguluhan ay dapat asahan sa mga kuweba, na nagbibigay ng karagdagang mga pagkakataon para sa cosmic ray acceleration (Bykov at Toptygin, 1995).
Ang proseso ng pagpapalaganap ng cosmic ray sa Galaxy ay malinaw na nakasalalay sa istraktura ng mga magnetic field. Ang mga regular na linya ng field ay nasa galactic plane at humigit-kumulang na tumatakbo kasama ang spiral arms. Ang average na amplitude ng lakas ng field ay (2-3)·10 -6 G. Ang random na bahagi ng Galactic magnetic field ay nailalarawan sa pamamagitan ng isang pangunahing sukat ng L≈100 pc at isang amplitude na lumalampas sa amplitude ng regular na field, upang ang () 1/2 /B reg ≈(1-3). Ang spectrum ng magnetic field inhomogeneities ay kasalukuyang hindi alam nang eksakto, gayunpaman, hindi maitatapon na ang spectrum na ito, tulad ng spectrum ng mga inhomogeneities ng gas, ay malapit sa Kolmogorov spectrum sa saklaw na saklaw mula 10 12 cm hanggang 100 pc. Ang isang magnetic field ay umiiral din sa isang halo, at sa panitikan ay walang isang punto ng pananaw tungkol sa magnitude nito.
4.2 CR diffusion sa galactic magnetic field
Nabanggit na namin sa itaas na ang mga cosmic ray ay hindi nagpapalaganap sa isang tuwid na linya, ngunit nagkakalat sa mga magnetic field ng Galaxy. Ang naobserbahang eksperimental na ratio ng mga flux ng light at medium na nuclei ay (para sa nuclei na may mga enerhiya na higit sa 2.5 GeV/nucleon) NL/NM=0.3±0.05, habang ang katumbas na halaga para sa mga bituin ay 10 -6. Dahil dito, ang mga cosmic ray ay lubhang pinayaman sa magaan na nuclei, at dahil ang mga nuclei na ito ay halos wala sa mga pinagmumulan, lumilitaw ang mga ito bilang resulta ng mga pakikipag-ugnayan ng mas mabibigat na nuclei. Upang mangyari ito, ipinapakita ng mga pagtatantya na ang dami ng matter x g = (5–10) g/cm2 ay dapat dumaan sa interstellar medium. Ang halagang ito ay dapat ihambing sa dami ng bagay sa Galaxy na ipinasa sa isang tuwid na linya x og =ρ·R G ≈0.01 g/cm 2 . Ang ratio xg/xog≈103, na nangangahulugang ang pangangailangan para sa pagsasabog. Sa isang enerhiya ng ilang GeV bawat nucleon, ang buhay ng mga cosmic ray ay ≈3.10 7 taon at pagkatapos ay bumababa.
Bilang karagdagan, dahil ang Solar System ay matatagpuan sa periphery ng Galaxy, sa kawalan ng pagsasabog (o mahinang pagsasabog), ang pagkilos ng bagay mula sa gitna ng Galaxy ay maaaring makabuluhang lumampas sa pagkilos ng bagay mula sa kabaligtaran na direksyon. Ngunit ang data sa anisotropy ng cosmic ray flux ay nagpapahiwatig na ang magnitude ng anisotropy hanggang sa mga energies na 10 14 eV ay nananatiling maliit (Ang pagsasabog sa isang magnetic field ay walang scalar, ngunit isang tensor character. Hayaan Ni(E,r,t) ) ay ang konsentrasyon ng nuclei ng pangkat i na may enerhiya E , sa layo na r (sinusukat, halimbawa, mula sa gitna ng Galaxy) sa oras na t. Ang diffusion equation na nasiyahan ng Ni(E,r,t) ay may anyo
Kung saan ang Di ay ang diffusion tensor, inilalarawan ng bi(E) ang tuluy-tuloy na pagkawala ng enerhiya ng mga particle, ang Ti at Tk ay ang mga tagal ng buhay ng mga particle na may kaugnayan sa inelastic na interaksyon, ang Pki ay mga fragmentation coefficient na tumutukoy sa average na bilang ng nuclei ng grupo i na lumalabas sa inelastic na pakikipag-ugnayan ng nuclei ng pangkat k, Q(E ,r,t) – source function.
Isaalang-alang natin ang pinakasimpleng kaso kung posible na pabayaan ang mga pakikipag-ugnayan ng nuklear at patuloy na pagkawala ng enerhiya (ang huli ay halos palaging totoo para sa mga ultra-high-energy na cosmic ray, habang ang pagpapabaya sa mga pakikipag-ugnayang nuklear sa ilang mga kaso ay hindi katanggap-tanggap, tulad ng, halimbawa, kapag tinatantya ang pagkilos ng bagay ng pangkat L nuclei).
Ang mga sangkap na Dij ng diffusion tensor ay tinukoy bilang mga sumusunod:
Dij=(D II -D ⊥)bibj +D⊥δij+DAe ijn b n ,
kung saan ang bi=B0i/B0 ay ang bahagi ng unit magnetic field vector; Ang D II , D ⊥ at DA ay ang mga coefficients ng parallel, perpendicular at Hall diffusion, ayon sa pagkakabanggit, δij ay ang simbolo ng Kronecker, e ijn ay ang absolute antisymmetric tensor, ang index na tumutukoy sa grupo ng nuclei ay tinanggal.
Sa totoong mga kondisyon ng ating Galaxy, ang pinaka makabuluhang papel ay ginagampanan ng mga diffusion coefficient na D ⊥ at DA. Tandaan na ang Hall diffusion "sa ibang wika" ay ang drift ng mga particle sa malakihang regular na magnetic field ng Galaxy (Ptuskin et al, 1993). Sa mababang enerhiya, makabuluhang mas mababa kaysa sa enerhiya na 3.10 15 eV, kung saan ang isang break sa spectrum ng enerhiya ng GCR ay sinusunod, D ⊥ nangingibabaw, at ang ordinaryong scalar diffusion ay nagaganap sa diffusion coefficient D=D ⊥ , kung saan D ⊥ ay tinukoy bilang mga sumusunod:
D ⊥ ~D ⊥0 (E/3 GeV)m, m=(0.1-0.2).
Ang Hall diffusion coefficient DA ay proporsyonal sa Larmor radius ng particle, i.e. DA~E.
Bigyang-diin natin ang isang mahalagang pangyayari na likas sa mga solusyon sa equation ng diffusion: kung ang diffusion coefficient ay isang function ng enerhiya, kung gayon ang spectrum ng enerhiya ng mga cosmic ray na malapit sa Earth I(E) ay magiging iba sa kanilang spectrum sa mga source Q(E) , ibig sabihin ay I(E ~Q(E)/ D(E).
Ang impormasyon tungkol sa pag-asa sa enerhiya ng diffusion coefficient ay maaaring makuha sa pamamagitan ng pag-aaral ng anisotropy δ bilang isang function ng enerhiya.
Ang magagamit na data sa anisotropy sa hanay ng enerhiya 10 12 –10 15 eV (tingnan ang Fig. 16) ay mahirap itugma sa palagay na ang D (at, samakatuwid, δ) ay tumataas kasama ng enerhiya bilang E 0.6-0.7, na kinakailangan upang makuha ang naobserbahang eksperimental ang GCR spectrum mula sa spectrum na nakuha sa modelo ng CR acceleration sa mga shock front ng lumalawak na supernova shell na may . Posibleng bahagyang babaan ang mga kinakailangan para sa paglago ng D na may enerhiya (sa D~E 0.3) sa pamamagitan ng pagsasaalang-alang sa proseso ng karagdagang acceleration ng mga particle sa panahon ng kanilang pagpapalaganap sa Galaxy. Kasabay nito, ang dependence ng uri ng D~E (0.6-0.7) ay hindi sumasalungat sa mga resulta ng pag-aaral ng energy dependence ng L/M ratio sa mga energies hanggang 10 11 eV/nucleon.
4.3 Impluwensiya ng drift sa regular na magnetic field ng Galaxy
Ang isang iregularidad sa pangunahing spectrum ng enerhiya sa E~3.10 15 eV (tingnan ang Fig. 15) ay natuklasan mga 50 taon na ang nakakaraan, ngunit ang tanong kung ano ang sanhi ng break na ito ay hindi pa nalutas sa wakas. Samakatuwid, posible na bigyang-kahulugan ang kink bilang isang resulta ng pagpapalaganap ng mga cosmic ray sa Galaxy. Dahil ang pagkakaroon ng isang dependence ng diffusion coefficient sa enerhiya ay nagbabago sa spectrum ng cosmic rays kumpara sa pinagmulan, ang nais na resulta ay maaaring makuha kung hanggang sa 3.10 15 eV D(E) ay mahinang nakasalalay sa E, at pagkatapos ay tumataas ang dependence na ito. Dahil ang halaga ng DA ay proporsyonal sa Larmor radius ng particle, pagkatapos, simula sa isang tiyak na enerhiya, ang impluwensya ng Hall diffusion ay mangingibabaw, at ang propagation mode ay magbabago sa isang paglipat sa isang mas malakas na pag-asa D(E). Sa diskarteng ito, posibleng mai-reproduce nang tama ang pangunahing spectrum ng enerhiya sa hanay ng enerhiya hanggang 10 17 eV. Sa mas mataas na enerhiya, ang diffusion approximation ay nagiging hindi sapat at kinakailangan na gumamit ng direktang pagmomodelo ng paggalaw ng mga sisingilin na particle sa magnetic field ng Galaxy.
Sa rehiyon ng medyo mababa ang enerhiya (E≤10 11 eV), sa halip na ang diffusion approximation, isang homogenous na modelo (kung hindi man ay tinatawag na leaky box model), na isang pinasimpleng bersyon ng diffusion one, ay ginagamit (Astrophysics KL, 1990). ). Sa homogenous na modelo, ang pangalawang termino ng diffusion equation ay pinalitan ng Ni(T)/T CR (hom), kung saan ang parameter na T CR (hom) ay kumakatawan sa katangiang oras ng cosmic ray exit mula sa Galaxy. Ito ay pinaniniwalaan na ang pagsasabog ay nangyayari nang mabilis, at ang konsentrasyon ng mga cosmic ray sa Galaxy ay karaniwang pare-pareho.
Ang isang homogenous na modelo ay maaaring pormal na makuha bilang ang limitasyon ng kaso ng isang diffusion model sa ilalim ng kondisyon ng mahinang pagtagas ng mga particle mula sa system. Ang mga kalkulasyon sa loob ng balangkas ng isang homogenous na modelo ay naging mas simple kaysa sa proseso ng paglutas ng mga equation ng pagsasabog, na siyang dahilan ng malawak na katanyagan nito, gayunpaman, ang paggamit ng isang modelo ng pagsasabog ay, siyempre, mas kanais-nais.
4.4 Fractal diffusion
Sa mga nagdaang taon, ang mga ideya ay naging laganap (Lagutin at Tyumantsev 2003) ayon sa kung saan ang pagsasabog sa Galaxy ay dapat isaalang-alang sa halip na pagsasabog sa isang fractal-type na daluyan, sa halip na bilang "ordinaryo" na pagsasabog sa isang daluyan na may tuluy-tuloy na mga parameter. Ang batayan para sa diskarteng ito ay ang pagkakaroon ng inhomogeneities sa spatial distribution ng matter at, dahil dito, magnetic field sa Galaxy. Napakahalaga na ang mga nabanggit na inhomogeneities, na nagiging sanhi ng magulong paggalaw ng mga cosmic ray, ay sinusunod sa iba't ibang mga antas. Ang lahat ng ito ay nagpapasigla sa pagbuo ng mga bagong diskarte sa pagpapalaganap ng mga cosmic ray sa Galaxy. Sa partikular, ang pagtanggap sa pagpapalagay na ang distribusyon ng heterogeneities ay fractal sa kalikasan ay nangangahulugan na ito ay kinakailangan upang lumipat mula sa ordinaryong pagsasabog sa isang homogenous o quasi-homogeneous na medium patungo sa diffusion sa isang fractal-type na medium (ang tinatawag na anomalous diffusion). Ang inilarawan na diskarte ay matagumpay na binuo, gayunpaman, hanggang ngayon, ang trabaho sa direksyon na ito ay hindi humantong sa pag-abandona ng tradisyonal na kasangkapang pangmatematika.
5. PINAGMULAN NG COSMIC RAY
Kung isaisip natin ang buong saklaw ng enerhiya kung saan sinusunod ang mga cosmic ray, kung gayon, siyempre, dapat itong kilalanin na walang kumpletong teorya ng isyung ito. Kahit na patungkol sa pinagmulan ng GCR, halos hindi posible sa kasalukuyan na mag-claim ng higit pa kaysa sa paglikha ng mga makatwirang modelo na nagpapaliwanag ng pinakamahalagang katotohanan.
Dapat, una sa lahat, kasama sa mga ito ang density ng enerhiya ng mga cosmic ray (~10-12 erg/cm 3), gayundin ang anyo ng power-law ng spectrum ng enerhiya ng GCR, na hindi sumasailalim sa anumang matalim na pagbabago hanggang sa isang enerhiya ng ~3 10 15 eV, kung saan ang index ng differential energy spectrum ng lahat ng particle ay nagbabago mula -2.7 hanggang -3.1.
5.1 Mga pagsabog ng supernova bilang pangunahing pinagmumulan ng galactic cosmic ray
Ang mga kinakailangan para sa lakas ng enerhiya ng mga pinagmumulan na bumubuo ng mga cosmic ray ay napakataas, kaya't ang mga ordinaryong bituin sa Galaxy ay hindi matugunan ang mga ito (ang kapangyarihan ng PCR ay humigit-kumulang 3·10 40 erg/sec). Gayunpaman, ang gayong kapangyarihan ay maaaring makuha mula sa mga pagsabog ng supernova (ang ideyang ito ay ipinahayag mga 50 taon na ang nakalilipas (Ginzburg at Syrovatsky, 1963)). Kung ang enerhiya ay inilabas sa panahon ng pagsabog, ~10 51 erg, at ang mga pagsabog ay nangyayari na may dalas ng 1 beses sa loob ng 30–100 taon, kung gayon ang kapangyarihang nabuo sa panahon ng pagsabog ng supernova ay ~ 10 42 erg/cm 3 at iilan lamang ang sapat upang magbigay ng kinakailangang kapangyarihan ng cosmic rays porsyento ng flare energy.
Ang tanong ng pagbuo ng eksperimento na sinusunod na spectrum ng enerhiya ng mga GCR ay malayo sa walang kuwenta. Kinakailangang ilipat ang macroscopic energy ng magnetized plasma (ang lumalawak na shell ng sumasabog na supernova) sa mga indibidwal na sisingilin na particle, habang tinitiyak ang pamamahagi ng enerhiya na malaki ang pagkakaiba sa thermal one.
5.2 Karaniwang modelo ng CR acceleration sa pamamagitan ng shock waves
Ang pinaka-malamang na mekanismo para sa pagpabilis ng GCR sa isang enerhiya na ~10 15 eV, at posibleng mas mataas, ay tila ang mga sumusunod. Ang paggalaw ng shell na inilabas sa panahon ng pagsabog ay bumubuo ng shock wave sa nakapalibot na interstellar medium. Ang pagpapalaganap ng diffusion ng mga naka-charge na particle na nakuha sa proseso ng acceleration ay nagpapahintulot sa kanila na paulit-ulit na tumawid sa shock wave front (Krymsky, 1977). Ang bawat pares ng sunud-sunod na intersection ay nagpapataas ng enerhiya ng particle sa proporsyon sa enerhiya na nakamit na (ang mekanismo na iminungkahi ni Fermi), na humahantong sa acceleration ng GCR. Habang tumataas ang bilang ng mga interseksyon sa harap ng shock wave, tumataas din ang posibilidad na umalis sa rehiyon ng acceleration, nang sa gayon ay bumababa ang bilang ng mga particle habang tumataas ang enerhiya sa humigit-kumulang na power-law na paraan. Ang acceleration ay lumalabas na napaka-epektibo, at ang spectrum ng mga pinabilis na particle ay mahirap: ~E -2 hanggang ~Emax – ang maximum na maaabot na enerhiya ng mga pinabilis na particle.
Samakatuwid, kinakailangang isaalang-alang ang reverse effect ng cosmic rays (ang pinakamahalagang papel ng mga proton, dahil ang mas mabibigat na nuclei ay maaaring ituring na maliliit na impurities) sa medium, na humahantong sa pagbabago ng shock wave at sa hitsura, sa karagdagan sa karaniwang thermal front, ng isang makinis na pinalawig na seksyon, ang tinatawag na prefront. Ang pagbabagong ito, sa turn, ay nakakaapekto sa spectrum ng mga cosmic ray. Kaya, sa pangkalahatang kaso, imposibleng gumamit ng isang pagtatantya kapag ang reverse na impluwensya ng cosmic ray sa medium ay hindi isinasaalang-alang, at kinakailangan na gumamit ng isang self-consistent na solusyon, ang proseso kung saan hindi pa ganap na nagtrabaho out (sa kahulugan na, marahil, ang lahat ng kinakailangang mga kadahilanan ay hindi pa ganap na isinasaalang-alang) . Ang isang pagmuni-muni ng sitwasyong ito ay ang halos tuloy-tuloy na paglago na naobserbahan sa nakalipas na 10 taon sa teoretikal na pagtatantya ng pinakamataas na enerhiyang matamo. Kaya, sa trabaho (Berezhko at Ksenofontov, 1999) ang sumusunod na pagtatantya ay ibinigay para sa maximum na matamo na enerhiya na Emax:
Emax=5 10 14 Z (E SN /10 51 erg)1/2 (M ej /1.4 MO) -1/6 (N H /3 10 -3 cm -3)1/3 (B 0 /3 μG), eV,
Kung saan ang Z ay ang singil ng pinabilis na particle, ang E SN ay ang flare energy, ang Mej ay ang masa ng ejected shell, ang N H ay ang konsentrasyon ng hydrogen atoms, ang B 0 ay ang magnetic field strength. Ang kasunduan sa pagitan ng mga resulta ng pagkalkula (Berezhko, 2001) at ang eksperimentong spectra (Shibata, 1995), tulad ng makikita mula sa Fig. 18, ay medyo mabuti.
Ipinapalagay ng formula sa itaas ang paggamit ng limitasyon ng Bohm para sa diffusion coefficient D B =(1/3)?R L .c, kung saan ang R L ay ang Larmor radius ng particle.
Ang bisa ng tradisyunal na pagtatantya na ito, sa pangkalahatan, ay hindi halata at maaaring tanungin. Tandaan na sa pagtatantya na hindi isinasaalang-alang ang kabaligtaran na impluwensya ng mga cosmic ray sa shock wave, ang pagtatantya ng Emax ay humigit-kumulang isang order ng magnitude na mas mababa. Ang oras ng pagbilis ay umabot sa ~10 4 na taon, ngunit ang kahusayan nito (nauunawaan bilang ang posibilidad na makabuo ng mga particle na may enerhiyang malapit sa Emax) ay bumababa sa paglipas ng panahon, kaya ang oras kung kailan ang mga particle na may pinakamataas na enerhiya ay maaaring mapabilis ay ~10 3 taon.
Larawan 18. Ang intensity ng CR malapit sa Earth bilang isang function ng kinetic energy. Curves - pagkalkula, mga puntos - pang-eksperimentong data.
Sumusunod din ito mula sa formula na sa pamamagitan ng pagbabago ng mga katangian ng flare (halimbawa, ang enerhiya na inilabas sa panahon ng tinatawag na Hypernova flares ay maaaring makabuluhang lumampas sa 10 51 erg) at isinasaalang-alang ang pamamahagi ng mga flare sa ESN, ang limitasyon ng Emax ay maaaring makabuluhang nadagdagan. Bilang karagdagan, ang shock wave ay maaaring magpalaganap hindi sa average na interstellar medium, ngunit sa isang medium na na-modulate ng dati nang pinalabas na stellar wind at nailalarawan sa pamamagitan ng isang makabuluhang mas mataas na lakas ng magnetic field (tulad ng sa Wolf-Rayet na mga bituin). Sa wakas, isinasaalang-alang ang katotohanan na ang kawalang-tatag ng daloy ng pinabilis na mga particle sa prefront ng shock wave ay humahantong sa hitsura ng malakas na magnetodynamic turbulence, na pinatataas din ang maximum na enerhiya ng pinabilis na mga particle. Bilang resulta, hindi maitatanggi na ang pagtatantya ay maaaring tumaas sa Emax~10 17 .Z eV.
Ang sitwasyon sa pang-eksperimentong pagtuklas ng acceleration sa pamamagitan ng shock waves ngayon ay mukhang hindi lubos na tiyak. Sa partikular, ang pagsusuri ng data ng gamma-astronomy ay nagpapakita na ang gamma-ray na pagsabog ng mataas na (~1 TeV) na enerhiya ay hindi palaging sinusunod mula sa kalapit na mga labi ng supernova at, sa kabaligtaran, may mga mapagkukunan ng mataas na enerhiya na gamma quanta na hindi nakikita alinman sa optical o X-ray range. Samakatuwid, posibleng ang pinagmulan ng mga GCR ay hindi dahil lamang sa mga pagsabog ng supernova.
Dapat pansinin na ang kinakalkula na spectrum ng mga cosmic ray, hanggang sa maximum na maaabot na enerhiya, ay lumalabas na napakahirap (E -2), upang mabayaran ang pagkakaiba sa pagitan ng teoretikal (-2) at pang-eksperimentong (-2.7). ) mga tagapagpahiwatig ng spectrum, isang makabuluhang paglambot ng spectrum ng enerhiya sa panahon ng pagpapalaganap ay kinakailangan cosmic ray mula sa mga mapagkukunan. Ang ganitong paglambot ay maaaring makamit kung ang diffusion coefficient D~E 0.7, ngunit ang pagpapalagay na ito ay humahantong sa isang labis na malakas na anisotropy ng GCR sa mga enerhiya na mas mababa sa 1014 eV, na sumasalungat sa eksperimentong data. Samakatuwid, tila mas natural na magkaroon ng isang dependence ng uri D~E 0.3 (na humigit-kumulang tumutugma sa Kolmogorov spectrum ng kaguluhan) at isaalang-alang ang karagdagang acceleration ng mga particle sa panahon ng proseso ng pagpapalaganap.
Masasabi na sa wastong pagpili ng mga parameter ng iniksyon (isang mahigpit na teorya ng pag-iniksyon ay hindi pa nagagawa), na tumutukoy sa bilang ng mga na-inject na particle at ang kanilang bilis, at isinasaalang-alang ang steepening ng GCR spectrum kumpara sa spectrum sa ang mga mapagkukunan dahil sa pag-asa ng diffusion coefficient sa enerhiya, ang teorya ng GCR acceleration sa mga shocks wave ay ginagawang posible na mahusay na ilarawan ang spectra ng enerhiya ng mga proton at nuclei hanggang sa enerhiya na tumutugma sa break sa spectrum.
Tulad ng nabanggit sa itaas, ang mga pagsabog ng vernovae ay maaaring mangyari sa mga asosasyon ng mga O- at B-star, at sa kasong ito ang mga pagsabog ay lumabas na magkakaugnay sa oras at espasyo (ang buhay ng mga asosasyon ay ~ 107 taon, ang kanilang bilang ay umabot sa ilang libo at ang dalas ng mga pagsabog ay tinatayang 10 -5 – 10 -6 bawat taon). Ang resulta ay ang pagbuo ng isang cavity (superbubble) na may mainit na low-density na plasma at mga sukat na umaabot sa daan-daang parsec. Sa cavern na ito, maaaring mabuo ang mga random na magnetic field na may mga kaliskis L hanggang sa ilang parsec at amplitude B ng sampu-sampung microgauss. Sa mga enerhiya na hindi lalampas sa Emax, ang acceleration ay isinasagawa ng mga indibidwal na shock wave, at sa mga energies na lumampas sa Emax, ang acceleration ay isinasagawa ng isang ensemble ng shock waves at magnetic field na umiiral sa cavern (Bykov at Toptygin, 1995). Ang modelo ng acceleration sa mga asosasyon ng supernova ay nagbibigay-daan sa amin na ipaliwanag nang husay ang spectrum ng GCR sa hanay ng enerhiya na 1015–1018 eV. Sa diskarteng ito, ang break sa spectrum ng enerhiya ng GCR ay binibigyang kahulugan bilang isang pagbabago sa rehimeng acceleration.
5.3 Iba pang mga mekanismo ng acceleration
Kapag tinatalakay ang mga pagsabog ng supernova, dapat tandaan na ang pagpabilis ng GCR ay maaaring maganap hindi lamang sa kanilang lumalawak na mga shell, kundi pati na rin sa panahon ng ebolusyon ng mga labi ng sumabog na mga bituin. Ang pinagmumulan ng enerhiya sa kasong ito ay ang rotational energy ng neutron star, na umaabot (para sa mass na 1.4.M O at isang radius na 10 6 cm) ang halaga na 2·10 50 erg/(T 10) 2, kung saan T Ang 10 ay ang panahon ng pag-ikot sa mga yunit ng 10 millisecond. Dahil ang magnetic field sa ibabaw ng bituin ay umabot sa 10 12 G, ang neutron star ay dapat na masinsinang mawalan ng enerhiya sa magnetic dipole radiation. Gayunpaman, dahil ang natural na dalas ng plasma sa paligid ng bituin ay mas malaki kaysa sa dalas ng pag-ikot ng dipole, hindi magkakaroon ng pagpapalaganap ng electromagnetic wave, at ang proseso ng acceleration ay isasagawa sa pamamagitan ng standing shock wave. Ang pinakamataas na enerhiya ay tinatantya na ~(10 17 –10 18).Z eV, at ang epektibong acceleration time ay tinatantya na humigit-kumulang ~10 taon (Gaisser, 1990).
Kung ang neutron star ay bahagi ng isang binary system, kung gayon ang acceleration ay maaari ding mangyari dahil sa proseso ng accretion - ang daloy ng bagay sa ibabaw ng neutron star; sa kasong ito, ang acceleration ng cosmic rays ay ibinibigay ng gravitational energy.
Dahil sa katotohanan na ang CR flux ay naglalaman ng mga particle na may mga enerhiya na lumalampas sa 10 20 eV, kinakailangang isaalang-alang ang mga magagamit na posibilidad para sa acceleration sa naturang mga energies. Ang pinagmumulan ng mga particle ng gayong mga enerhiya, halimbawa, tulad ng nabanggit sa (Ptuskin, 1995), ay maaaring isang unang-order na proseso ng Fermi, ngunit nagaganap sa panahon ng banggaan ng kalawakan. Ang ganitong kaganapan ay maaaring mangyari na may dalas na humigit-kumulang 1 beses sa 5.10 8 taon. Ang pinakamataas na maaabot na enerhiya ay tinatantya na 3.10 19 .Z eV. Ang proseso ng acceleration sa pamamagitan ng shock waves sa mga jet na nabuo ng aktibong galactic nuclei ay humahantong sa isang katulad na pagtatasa. Tinatantya ang humigit-kumulang kaparehong halaga sa mga modelong nauugnay sa pagsasaalang-alang ng acceleration ng mga shock wave na dulot ng pagdami sa mga kumpol ng kalawakan.
Ang pinakamataas na pagtatantya ay maaaring makuha sa loob ng balangkas ng modelo ng cosmological na pinagmulan ng gamma-ray burst. Sa modelong ito, bilang resulta ng pagsasanib ng mga neutron star o black hole, nabuo ang mga ultrarelativistic shock wave na kumakalat sa kapaligiran na may Lorentz factor Г~10 3 . Ang enerhiya ng isang proton sa pamamahinga sa sistema ng laboratoryo, bilang isang resulta ng pagmuni-muni mula sa harap ng shock wave, ay tataas sa halaga Г 2 Мс 2. Kaya, sa isang cycle lamang ang enerhiya ay maaaring tumaas ng 10 6 na beses, at pagkatapos ng dalawang cycle maaari itong umabot sa 10 21 eV.
Gayunpaman, dapat itong kilalanin na ang lahat ng mga pagtatantya ng ganitong uri ay nananatili sa isang semi-kwalitatibong antas, at ang mga isyu sa pagkuha ng kinakailangang intensity at hugis ng spectrum ng enerhiya ng ultra-high energy cosmic rays ay naghihintay pa rin ng solusyon.
Di-nagtagal pagkatapos ng pagtuklas ng cosmic microwave background radiation, sina Greisen (1966) sa USA at Zatsepin at Kuzmin (1966) sa USSR ay sabay na dumating sa konklusyon na ang pagkakaroon ng cosmic microwave background radiation ay dapat na pinaka-seryosong makakaapekto sa hugis ng spectrum ng enerhiya. ng napakataas na enerhiya na cosmic ray, ibig sabihin: ang mga sumusunod ay dapat mangyari ang tinatawag na relict (o blackbody) cutoff ng spectrum sa rehiyon ng napakataas na enerhiya, na tinatawag ding GZK effect. Kapag tinatalakay ang problema ng mga pinagmumulan ng mga particle na may mga enerhiya ≥5.10 19 eV, na lumalampas sa threshold ng epekto ng GZK, kinakailangang tandaan na ang mga distansya mula sa kung saan ang mga particle ng naturang enerhiya ay maaaring maabot ang Earth ay tila limitado ng mga limitasyon ng ang lokal na Supercluster ng mga kalawakan.
Samantala, walang mga kalawakan dito na may anumang mga pakinabang sa ating Galaxy sa mga tuntunin ng mga kakayahan para sa pagpapabilis ng mga cosmic ray. Ngunit kahit na isinasaalang-alang ang limitadong mga distansya sa mga mapagkukunan, nananatili pa rin ang maraming mga kandidato para sa papel na ginagampanan ng mga mapagkukunan ng mga particle ng napakataas na enerhiya.
Ang mga mapagkukunan ng napakataas na enerhiya na mga particle ay maaaring mabuo sa ilalim ng dalawang pangunahing magkaibang grupo ng mga sitwasyon (Nagano at Watson, 2000). Ang unang pangkat (bottom-up) ay nailalarawan sa pagkakaroon ng acceleration; Bukod dito, upang mapagtagumpayan ang limitasyon ng mga distansya sa mga mapagkukunan, ang mga bagong particle ay minsan ay isinasaalang-alang na lumabas mula sa mga ordinaryong, ngunit hindi nakakaranas ng mga pagkalugi na humahantong sa paglitaw ng limitasyon ng GZK. Ang pangkat na ito ay dapat ding magsama ng mga modelo kung saan ang pagkakaroon ng mga makabuluhang flux ng mga particle na may mga enerhiya sa itaas ng threshold ng epekto ng GZK ay nauugnay sa isang hypothetical na paglabag sa Lorentz invariance. Ang pangalawang pangkat (top-down) ay binubuo ng mga senaryo na hindi nangangailangan ng acceleration, dahil sa kanila ang mga CR ay lumitaw bilang isang resulta ng mga pagkabulok o pagpuksa ng tinatawag na mga topological defect (cosmic string, monopoles, atbp.) na lumitaw sa mga unang sandali ng pagpapalawak ng Uniberso kaugnay ng mga phase transition na tumutugma sa paghihiwalay ng malakas na pakikipag-ugnayan mula sa electroweak (sa temperatura na 10 15 –10 16 GeV) at pagkatapos ay ang paghihiwalay ng electromagnetic na pakikipag-ugnayan mula sa mahina (sa temperatura na ~10 2 GeV).
6. KONKLUSYON
Ang pananaliksik sa GCR, na nagpapatuloy sa loob ng ilang dekada, ay hindi humantong, gayunpaman, upang isara ang "mga blangkong lugar" sa kawili-wiling lugar na ito, bagama't maraming mga isyu ang matagumpay na nalutas. Maaari itong sabihin, halimbawa, na ang naipon na impormasyon ay sapat na upang masuri ang kontribusyon ng mga GCR sa background ng radiation sa mga orbit ng spacecraft. Gayunpaman, habang tumataas ang enerhiya ng butil, lumalala ang kalidad ng impormasyon. Ang hindi sapat na ningning ng mga instalasyong ginagamit sa matataas na lugar at sa kalawakan ay hindi nagpapahintulot sa pag-aaral sa rehiyon 10 14 –10 15 eV sa pamamagitan ng mga direktang pamamaraan na may sapat na mga istatistika, hindi pa banggitin ang paglipat sa rehiyon ng enerhiya kung saan nangyayari ang break sa spectrum ng GCR. . Ang kinahinatnan ng sitwasyong ito ay ilang kawalang-tatag ng pang-eksperimentong data, na sa rehiyon sa itaas ng 10 12 eV pagkatapos ng mga bagong eksperimento ay nagbabago ang mga pagtatantya ng intensity ng 20–30%. Samakatuwid, ang agaran at kagyat na gawain ay nananatiling paglikha ng mga kagamitan na may malalaking geometric na mga kadahilanan, na gagawing posible na pag-aralan ang rehiyon ng bali gamit ang mga direktang pamamaraan.
Ang paggamit ng mga hindi direktang pamamaraan (pangunahin ang pag-aaral ng mga EAS) ay naging posible sa nakalipas na dekada upang makamit ang tiyak na pag-unlad sa pag-aaral ng spectrum ng enerhiya ng mga GCR, bagama't ang problema ng pagdepende sa modelo ng mga resulta ay umiiral pa rin. Sa kasalukuyan, ang tanong ng pagkuha ng spectra ng mga indibidwal na grupo ng nuclei ay nagsimulang makahanap ng isang pang-eksperimentong solusyon. Ligtas na ipagpalagay na ang paparating na paglulunsad ng LHC collider noong 2007 ay magbibigay ng impormasyon sa mga pakikipag-ugnayan ng hadronic hanggang sa katumbas na enerhiya na ~10 17 eV at makabuluhang bawasan ang kasalukuyang kawalan ng katiyakan na dulot kapag nag-extrapolate ng mga phenomenological na modelo ng mga pakikipag-ugnayan ng hadronic sa ultrahigh na enerhiya. rehiyon.
Ang mga pag-install ng EAS ng susunod na henerasyon ay dapat magbigay ng katumpakan na pag-aaral ng spectrum ng enerhiya at komposisyon ng mga cosmic ray sa rehiyon 10 17 –10 19 eV. Sa rehiyong ito, tila, mayroong isang paglipat mula sa GCR patungo sa CR ng extragalactic na pinagmulan.
Maaari ding umasa na sa mga darating na taon ang tanong ng pagkakaroon ng epekto ng GZK ay malulutas sa wakas, kung saan mayroon na ngayong mga seryosong indikasyon.
Panitikan
Astrophysics ng cosmic ray. Ed. V.L. Ginzburg. M.: Agham. 1990. 528 p.
Bazilevskaya G.A., Makhmutov V.S., Svirzhevskaya A.K., Svirzhevsky N.S., Stozhkov Yu.I., Pangmatagalang mga sukat ng cosmic ray sa kapaligiran ng Earth, Izv. RAS. Ser. fiz., T.69, No. 6, P.835-837, 2005.
Baiburina S.A., Borisov A.S., Guseva Z.M. atbp. Eksperimento "Pamir". Mga pakikipag-ugnayan ng ultra-high energy cosmic ray hadrons. M.: Agham. 1984. Mga Pamamaraan ng Lebedev Physical Institute. T.154. P.3-217. Berezhko E.G., Ksenofontov L.T., Komposisyon ng mga cosmic ray na pinabilis sa mga labi ng supernova, JETP, T.116, P.737-759, 1999.
Bugakov V.V., Belyakov S.A., Grigorov N.L., Gubin Yu.V., Kalinkin L.F., Kakhidze G.P., Rapoport I.D., Savenko I.A., Smirnov A. .V., Shiryaeva V.Ya., Shishkov P.P., Shesterikov V.F. Yu.V., Mga Prinsipyo ng disenyo ng mga kagamitang pang-agham para sa pag-aaral ng mga high-energy cosmic ray sa Proton space station 4", Izv. USSR Academy of Sciences, Ser. fiz., T.34, pp.1818-1828, 1970.
Bykov A.M., Toptygin I.N., Spectra ng mga high-energy na particle na nabuo sa mga asosasyon ng OB, Izv. RAS. Ser. Fiz., T.59, No. 4, P.162-165, 1995.
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Pinagmulan ng mga cosmic ray, M.: USSR Academy of Sciences. 1963. 384 p.
Greisen K., Malawakang pagbuhos ng hangin. Sa: "Physics of cosmic rays". Ed. J. Wilson. M.: IL. 1958. T.3. No.7-141.
Zatsepin G.T., Kuzmin V.A., Sa itaas na limitasyon ng spectrum ng cosmic rays, JETP Letters, T.4, P.114-116, 1966.
Zirakashvili V.N., Klepach E.G., Ptuskin V.S., Rogovaya S.I., Christiansen G.B., Chuvilgin L.G., Diffusion of high-energy cosmic rays sa Galaxy, Izv. Academy of Sciences ng USSR. Ser. fiz., T.55, pp.2049-2051, 1991.
Kirzhnits D.A., Chechin V.A., Cosmic rays at elementary length, JETP Letters, T.14, P.261-262, 1971.
Krymsky G.F., Regular na mekanismo ng acceleration ng mga sisingilin na particle sa harap ng shock wave., DAN SSSR, T. 234, P.1306-1308, 1977.
Kulikov G.V., Christiansen G.B., Sa spectrum ng malawak na pagbuhos ng hangin ayon sa bilang ng mga particle, JETP, T.35, P.635-640, 1958.
Lagutin A.A., Tyumentsev A.G., Energy spectra ng cosmic rays sa isang galactic medium ng fractal type, Izv. RAS. Ser. fiz., T.67, No. 4, P.439-442, 2003.
Mikhailov A.A., Pravdin M.I., Maghanap ng anisotropy ng ultra-high energy cosmic rays, JETP Letters, T.66, P.289-292, 1997.
Nymmik R.A., Semi-empirical dynamic na modelo ng particle flux ng galactic cosmic ray. (ISO at 2005 na mga bersyon), Model of the Cosmos, SINP MSU, 2006
Christiansen G.B., Kulikov G.V., Fomin Yu.A., Ultra-high energy cosmic radiation, M.: Atomizdat. 1975. 254 p.
Abbasi R.U., Abu-Zayyad T., Amman J.F., Archbold G.C., Bellido J.A., Belov K., Belz J.W., Bergman D.R., Cao Z., Clay R.W., Monocular na pagsukat ng spectrum ng UHE cosmic ray ng FADC detector ng HiRes experiment, Astropart.Phys., 23, pp.157-174, 2005.
Ambrosio M. para sa Macro Collaboration, Maghanap para sa sideral at solar diurnal modulations sa MACRO muon data set, Phys. Sinabi ni Rev. D 67, 042002 (2003).
Asakimori K., Burnett T.H., Cherry M.L., Chevli K., Christ M.J., Dake S., Derrickson J.H., Fountain W.F., Fuki M., Gregory J.C., Hayashi T., Holynsky R., Iwai J., Iyono A., Johnson J., Kobayashi M., Lord J., Miyamura O., Moon K., H., Nilsen B.S., Oda H., Ogata T., Olson E.D., Parnell T.A., Roberts F.E., Sengupta K., Shiina T. , Strausz S.C., Sugitate T., Takahashi Y., Tominaga T., Watts J.W., Wefel J.P., Wilczynska B., Wilczynski H., Wilkes R.J., Wolter W., Yokomi H., at Zager E., Cosmic ray proton at helium spectra: mga resulta mula sa eksperimento ng JACEE, Astrophys. J., Vol.502, pp.278-283, 1998.
Berezhko E.G., Particle acceleration sa mga labi ng supernova, Inv. Rapp. I-highlight ang mga papel. 27th ICRC, Hamburg, 2001, pp.226-233.
Bird D.J., Corbato S.C., Dai H.Y., Dawson B.R., Elbert J.W., Gaisser T.K., Huang M.H.A., Kieda D.B., Ko S., Larsen C.G., Loh E.C., Salamon M.H., Smith J.D., Sokolsky P., St. . ., Tilav T., Tang J.k.k., Thomas S.B., Ang komposisyon ng cosmic ray sa itaas ng 0.1 EeV, sa Proc. 23th ICRC, Calgary, 1993, Vol.2, pp.38-42.
Bishop C.M., Neural network para sa pagkilala ng pattern, Oxford Univ. pindutin, 1995, 504 p.
Blobel V., Unfolding method in high-energy physics experiments, ulat ng CERN 85-09, pp.88-127, 1985.
Bonino G., Castagnoli G. Cini, Cane D., Taricco C., Bhandari N., Solar modulation ng galactic cosmic ray spectra mula noong minimum na Maunder, sa Proc. 27th ICRC, Hamburg, 2001, Vol.9, pp.3769-3772. Casaus J. sa ngalan ng AMS.02 Collaboration. Cosmic ray astrophysics na may AMS.02, sa Proc. 28th ICRC, Tsukuba, 2003, Vol.4, pp.2149-2152.
Cocconi G., Tungkol sa pinaka-energetic na cosmic ray, Astropart. Phys., Vol.4, pp.281-283, 1996.
Coleman S., Glashow S.L., High-energy tests ng Lorentz invariance, Phys. Sinabi ni Rev. D59, 116008 (1999)
Cronin J.W., Cosmic rays: ang pinaka-energetic na mga particle sa uniberso, Rev. Mod. Phys., Vol.71, pp.165-172, 1999.
D"Agostini G., Isang multidimensional na paraan ng paglalahad batay sa Bayes" theorem, Nucl. Instr. Meth., Vol.A362, pp.487-498, 1995.
Fukunaga K., Introduction to statistical pattern recognition, N-Y: Academic press, 1972, 592 p.
Gaisser T.K., Cosmic ray at particle physics, Cambridge Univer. press, 1990, 279 p.
Glasmacher M.A.K., Catanese M.A., Chantell M.C., Covault C.E., Cronin J.W., Fick B.E., Fortson L.F., Fowler J.W., Green K.D., Kieda D.B. et al, Ang cosmic ray energy spectrum sa pagitan ng 1014 at 1016 eV, Astropart. Phys., Vol.10, pp.291-302, 1999.
Glushkov A.V., Egorova V.P., Ivanov S.P., Knurenko S.P., Kolosov V.A., Krasilnikov A.D., Makarov I.T., Mikhailov A.A., Olzoyev V.V., Pisarev V.V., Pravdin M.I., Sabourov spectrum ng A.V. I. mic rays sa rehiyon ng enerhiya ng 1017 – 1020 eV ng Yakutsk array data, sa Proc. 28th ICRC, Tsukuba, 2003, Vol.1, pp.389-392.
Gold R., On iterative unfolding method para sa response matrice., Argonne National Lab. Ulat. ANL?6984., 1964. 39 p.
Greisen K., End to the cosmic-ray spectrum?, Phys. Sinabi ni Rev. Lett., Vol.16, pp.748-750, 1966. Haungs A., Rebel H., Roth M., Energy spectrum at mass composition ng high-energy cosmic rays, Rep. Prog. Phys., Vol.66, pp.1145-1206, 2003.
Hayashida N., Nagano M., Nishikawa D., Ohoka H., Sakaki N., Sasaki M., Takeda M., Teshima M., Torii R., Yamamoto T. et al. Ang anisotropy ng mga direksyon ng pagdating ng cosmic ray sa paligid ng 1018 eV, Astropart. Phys., Vol.10, pp.303-311, 1999.
Heber B., Galactic at maanomalyang cosmic ray sa heliosphere, Invited, Rapporteur, at Highlight paper. 27th ICRC, Hamburg, 2001, pp.118-135.
Heck D., Knapp J., Capdevielle J.N., Schatz G., Thouw T., Forschungszentrum Karlsruhe Report, FZKA 6019, 1998, 90 p.
Hillas A.M., Dalawang kawili-wiling diskarte para sa Monte-Carlo simulation ng napakataas na enerhiya na hadron cascades, sa Proc.17th ICRC, Paris, 1981, Vol.8, pp.193-196.
Hillas A.M., Shower simulation: Mga aralin mula sa MOCCA, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), 52B, 29-42, 1997.
H?randel J.R., Sa tuhod sa spectrum ng enerhiya ng mga cosmic ray, Astropart. Phys., Vol.19, pp.193-220, 2003.
Kalmykov N.N., Khristiansen G.B., Cosmic rays ng superhigh at ultrahigh energies, J. Phys. G: Nucl. Bahagi. Phys., Vol.21, pp.1279-1301, 1995.
Kalmykov N.N., Ostapchenko S.S., Pavlov A.I., Quark-gluon string model at mga problema sa simulation ng EAS sa ultra-high energies, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), 52B, 17-28, 1997.
Kempa J., Cosmic ray studies sa pamamagitan ng emulsion method. – Mga diskarte at resulta, Nucl. Phys. B. (Proc. Suppl.), Vol.52B, pp.43-55, 1997.
Khristiansen G.B., Fomin Yu.A., Kalmykov N.N., Kulikov G.V., Motova M.V., Ostapchenko S.S., Sulakov V.P., Trubitsyn A.V., Pangunahing cosmic ray mass composition sa energies 1015 - 1017 eV na sinusukat ng array ng MSU EAS. Phys., Vol.2, pp.127-136, 1994.
Klages H.O. para sa KASCADE Collaboration, Ang malawak na air shower experiment na KASCADE – mga unang resulta, sa Proc. 25th ICRC, Durban, 1997, Vol.8, pp.297-306.
Lloyd-Evans, Watson A.A., Anisotropy measurements above 1015 eV, Invited Talks. Ika-8 Euro. CR Symp. Ed. N. Iucci et al. Bologna, 1983, pp.81-97.
Nagano M., Watson A.A., Mga obserbasyon at implikasyon ng ultrahigh-energy cosmic rays, Rev. Mod. Phys., Vol.72, No.3, pp.689-732, 2000.
Parker E.N., Ang pagpasa ng mga energetic na particle sa interplanetary space, Planet. Space. Sci., Vol.13, pp.9-17, 1965.
Ptuskin V.S., Rogovaya S.T., Zirakashvili V.N., Chuvilgin L.G., Khristiansen G.B., Klepach E.G., Kulikov G.V., Diffusion and drift of very high energy cosmic rays in galactic magnetic fields, Astron.?Astroph., Vol.5726,-7pp. , 1993.
Ptuskin V.S., Cosmic ray propagation sa Galaxy, Inv. Rapp. I-highlight ang mga papel. 24th ICRC, Rome, 1995, pp.755-764.
Ptuskin V.S., Zirakashvili V.N., Sa spectrum ng high-energy cosmic rays na ginawa ng supernova remnants sa pagkakaroon ng malakas na cosmic-ray instability streaming at wave dissipation, Astron.? Astroph., Vol.429, pp.755-765, 2005.
Roth M., Antoni T., Apel W.D. et al para sa KASCADE Collab., Pagpapasiya ng pangunahing enerhiya at masa sa rehiyon ng PeV sa pamamagitan ng mga diskarte sa paglalahad ng Bayesian, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.), Vol.122, pp.317-320, 2003.
Sakaki N., Chikawa M., Fukushima M., Hayashida N., Honda K., Inoue N., Kadota K., Kakimoto F., Kamata K., Kawaguchi S., Kawakami S., Kawasaki Y., Kawasumi N ., Kusano E., Mahrous A.M., Mase K., Mizobuchi S., Morizane Y., Nagano M., Ohoka H., Sakurai N., Sasaki M., Sasano M., Shinozaki K., Takeda M., Teshima M., Torii R., Tsushima I., Uchihori Y., Yamamoto T., Yoshida S., at Yoshii H., Cosmic ray energy spectrum sa itaas ng 3x1018 eV na naobserbahan kasama ang AGASA, sa Proc. 27th ICRC, Hamburg, 2001, Vol.1, pp.333-336.
Sciutto S.J., AIRES: Isang sistema para sa mga simulation ng air shower (Bersyon 2.2.0), astro-ph/9911331 (216 na pahina) Shibata T., Cosmic ray spectrum at komposisyon; direktang pagmamasid, Inv. Rapp. I-highlight ang mga papel. 24th ICRC, Rome, 1995, pp.713-736.
Shinozaki K., Chikawa M., Fukushima M., Hayashida N., Honda K., Inoue N., Kadota K., Kakimoto F., Kamata K., Kawaguchi S., Kawakami S., Kawasaki Y., Kawasumi N ., Maze K., Mizobuchi S., Nagano M., Ohoka H., Osone S., Sakaki N., Sakurai N., Sasaki M., Sasano M., Shimizu H.M., Takeda M., Teshima M., Torii R., Tsushima I., Uchihori Y., Yamamoto T., Yoshida S., at Yoshii H., Chemical Composition ng Ultra-high Energy Cosmic Rays na Naobserbahan ng AGASA, sa Proc. 28th ICRC, Tsukuba, 2003, Vol.1, pp.401-404.
Simpson J.A., Ang cosmic radiation: pagsusuri sa kasalukuyan at hinaharap, sa Proc. 25th ICRC, Durban, 1997, Vol.8, pp.4-23.
Wefel J.P., Sa mas mataas na enerhiya: mga pagsisiyasat ng lobo at satellite sa paligid ng tuhod, J. Phys. G., Vol.29, pp.821-830, 2003.
Wiebel-Sooth B., Biermann P.L., Meyer H., Cosmic rays. VII. Indibidwal na elemento spectra: hula at data, Astron.? Astroph., Vol.330, pp.389-398, 1998.
Pumunta sa iba pang mga pahina ng proyektong "SiZiF"
Para sa contact:[email protected]
natanggap sa SiZiF 05.10.06
