Космические лучим -- элементарные частицы и ядра атомов, движущиеся с высокими энергиями в космическом пространстве. Другое определение: космические лучи (космическое излучение) - частицы, заполняющие межзвездное пространство и постоянно бомбардирующие Землю.
Классификация по происхождению космических лучей:
- · вне нашей Галактики
- · в Галактике
- · на Солнце
- · в межпланетном пространстве
Различают первичные космические лучи - это космические лучи до входа в атмосферу и вторичные космические лучи, образовавшиеся в результате процессов взаимодействия первичных космических лучей с атмосферой Земли.
Космические лучи являются составляющей естественной радиации (фоновой радиации) на поверхности Земли и в атмосфере.
До развития ускорительной техники космические лучи служили единственным источником элементарных частиц высокой энергии. Так, позитрон и мюон были впервые найдены в космических лучах.
По количеству частиц космические лучи на 90 процентов состоят из протонов, на 7 процентов -- из ядер гелия, около 1 процента составляют более тяжелые элементы, и около 1 процента приходится на электроны. При изучении источников космических лучей вне Солнечной системы протонно-ядерная компонента в основном обнаруживается по создаваемому ею потоку гамма-лучей орбитальными гамма-телескопами, а электронная компонента -- по порождаемому ею синхротронному излучению, которое приходится на радиодиапазон (в частности, на метровые волны -- при излучении в магнитном поле межзвёздной среды), а при сильных магнитных полях в районе источника космических лучей -- и на более высокочастотные диапазоны. Поэтому электронная компонента может обнаруживаться и наземными астрономическими инструментами.
В результате взаимодействия с ядрами атмосферы первичные космические лучи (в основном протоны) создают большое число вторичных частиц? пионов, протонов, нейтронов, мюонов, электронов, позитронов и фотонов. Таким образом вместо одной первичной частицы возникает большое число вторичных частиц, которые делятся на адронную, мюонную и электронно-фотонную компоненты.
Такой каскад покрывает большую территорию и называется широким атмосферным ливнем.
В одном акте взаимодействия протон обычно теряет ~50% своей энергии, а в результате взаимодействия возникают в основном пионы. Каждое последующее взаимодействие первичной частицы добавляет в каскад новые адроны, которые летят примущественно по направлению первичной частицы, образуя адронный кор ливня.
Мюомн (от греческой буквы м, использующейся для обозначения) в стандартной модели физики элементарных частиц -- неустойчивая элементарная частица с отрицательным электрическим зарядом и спином 1?2.
Пион, пи-мезон -- три вида субатомных частиц из группы мезонов. Обозначаются р0, р+ и р?. Имеют наименьшую массу среди мезонов.
Позитрон -- античастица электрона. Относится к антивеществу, имеет электрический заряд +1, спин 1/2, лептонный заряд?1 и массу, равную массе электрона. При аннигиляции позитрона с электроном их масса превращается в энергию в форме двух (и гораздо реже -- трёх и более) гамма-квантов.
Образующиеся пионы могут взаимодействовать с ядрами атмосферы, а могут распадаться, формируя мюонную и электронно-фотонную компоненты ливня. Адронная компонента до поверхности Земли практически не доходит, превращаясь в мюоны, нейтрино и г-кванты.
Образующиеся при распаде нейтральных пионов г-кванты вызывают каскад электронов и г-квантов, которые в свою очередь образуют электрон-позитронные пары. Заряженные лептоны теряют энергию на ионизацию и радиационное торможение. Поверхности Земли в основном достигают релятивистские мюоны. Электронно-фотонная компонента поглощается сильнее. Один протон с энергией > 1014 эВ может создать 106-109 вторичных частиц. На поверхности Земли адроны ливня концентрируются в области порядка нескольких метров, электронно-фотонная компонента? в области ~100 м, мюонная? нескольких сотен метров. Поток космических лучей на уровне моря примерно в 100 раз меньше потока первичных космических лучей (~0.01 см-2·с-1).
Основными источниками первичных космических лучей являются взрывы сверхновых звезд (галактические космические лучи) и Солнце. Большие энергии (до 1016 эВ) галактических космических лучей объясняются ускорением частиц на ударных волнах, образующихся взрывах сверхновых. Природа космических лучей сверхвысоких энергий пока не имеет однозначной интерпретации. Интенсивность космических лучей на больших интервалах времени была постоянна в течение ~109 лет. Однако, появились данные, что 30-40 тыс. лет тому назад интенсивность космических лучей заметно отличалась от современной. Пик интенсивности связывают со взрывом близким к Солнечной системе.
луч космический первичный
Список информационных источников
http://nuclphys.sinp.msu.ru/spargalka/039.htm
http://nuclphys.sinp.msu.ru/enc/e083.htm
https://ru.wikipedia.org/wiki/Космические_лучи
https://ru.wikipedia.org/wiki/Пион_(частица)
https://ru.wikipedia.org/wiki/Мюон
https://ru.wikipedia.org/wiki/Андрон
https://ru.wikipedia.org/wiki/Позитрон
Космические лучи (излучение) - это частицы, заполняющие межзвездное пространство и постоянно бомбардирующие Землю. Они открыты в 1912 г. австрийским физиком Гессом с помощью ионизационной камеры на воздушном шаре. Максимальные энергии космических лучей 10 21 эВ, т.е. на много порядков превосходят энергии, доступные современным ускорителям (10 12 эВ). Поэтому изучение космических лучей играет важную роль не только в физике космоса, но также и в физике элементарных частиц. Ряд элементарных частиц впервые был обнаружен именно в космических лучах (позитрон - Андерсон, 1932 г.; мюон () - Неддермейер и Андерсон, 1937 г.; пион () - Пауэлл, 1947 г.). Хотя в состав космических лучей входят не только заряженные, но и нейтральные частицы (особенно много фотонов и нейтрино), космическими лучами обычно называют заряженные частицы.
При обсуждении космических лучей следует уточнять, о каких именно лучах идет речь. Различают следующие типы космических лучей:
1. Галактические космические лучи - космические частицы, приходящие на Землю из недр нашей Галактики. В их состав не входят частицы, генерируемые Солнцем.
2. Солнечные космические лучи - космические частицы, генерируемые Солнцем.
Поток галактических космических лучей, бомбардирующих Землю, примерно изотропен и постоянен во времени и составляет 1 частица/см 2 сек (до входа в земную атмосферу). Плотность энергии галактических космических лучей 1 эВ/см 3 , что сравнимо с суммарной энергией электромагнитного излучения звезд, теплового движения межзвездного газа и галактического магнитного поля. Таким образом, космические лучи - важный компонент Галактики.
Состав галактических космических лучей:
Ядерная компонента - 93% протонов, 6.5% ядер гелия, <1% более тяжелых ядер (т.е. отвечает распространенности ядер во Вселенной).
Электроны. Их число 1% от числа ядер.
Позитроны. Их число 10% от числа электронов.
Антиадроны составляют меньше 1%.
Энергии галактических космических лучей охватывают огромный диапазон - не менее 15 порядков (10 6 -10 21 эВ). Их поток для частиц с E>10 9 эВ быстро уменьшается с ростом энергии. Спектр энергий ядерной компоненты, исключая низкие энергии, подчиняется выражению
n(E) = n o E - , (15.5)
ãäå n o - константа, а 2.7 при E<10 15 ýÂ è 3.1-3.2 ïðè E>10 15 эВ. Энергетический спектр ядерной компоненты показан на рис.15.6.
Поток частиц сверхвысоких энергий крайне мал. Так на площадь 10 км 2 за год попадает в среднем не более одной частицы с энергией 10 20 эВ. Характер спектра для электронов с энергиями >10 9 эВ аналогичен приведенному на рис.15.6. Поток галактических космических лучей не менялся в течение по крайней мере 1 млрд лет.
Галактические космические лучи, очевидно, имеют нетепловое происхождение. Действительно, максимальные температуры (10 9 K) достигаются в центре звезд. При этом энергия теплового движения частиц 10 5 эВ. В то же время частицы галактических космических лучей, достигающих окрестности Земли, в основном имеют энергии >10 8 ýÂ.
Рис. 15.6. Энергетический спектр ядерной компоненты космических
лучей. Энергия дана в системе центра масс.
Есть веские основания полагать, что космические лучи генерируются, главным образом, вспышками сверхновых (другие источники космических лучей - пульсары, радиогалактики, квазары). В нашей Галактике взрывы сверхновых происходят в среднем не реже одного раза в 100 лет. Легко подсчитать, что для поддержания наблюдаемой плотности энергии космических лучей (1 эВ/см 3) достаточно им передавать всего несколько процентов мощности взрыва. Выбрасываемые при вспышках сверхновых протоны, более тяжелые ядра, электроны и позитроны далее ускоряются в специфических астрофизических процессах (о них будет сказано ниже), приобретая энергетические характеристики, присущие космическим лучам.
В составе космических лучей практически нет метагалактических лучей, т.е. попавших в нашу Галактику извне. Все наблюдаемые свойства космических лучей можно объяснить исходя из того, что они образуются, накапливаются и длительное время удерживаются в нашей Галактике, медленно вытекая в межгалактическое пространство. Если бы космические частицы двигались прямолинейно, они вышли бы за пределы Галактики через несколько тысяч лет после своего возникновения. Столь быстрая утечка привела бы к невосполнимым потерям и резкому снижению интенсивности космических лучей.
На самом деле наличие межзвездного магнитного поля с сильно запутанной конфигурацией силовых линий заставляет заряженные частицы двигаться по сложным траекториям (это движение напоминает диффузию молекул), увеличивая время пребывания этих частиц в Галактике в тысячи раз. Возраст основной массы частиц космических лучей оценивают в десятки миллионов лет. Космические частицы сверхвысоких энергий отклоняются галактическим магнитным полем слабо и сравни-тельно быстро покидают Галактику. Этим, возможно, объясняется излом в спектре космических лучей при энергии 310 15 ýÂ.
Остановимся очень кратко на проблеме ускорения космических лучей. Частицы космических лучей двигаются в разряженной и электрически нейтральной космической плазме. В ней нет значительных электростатических полей, способных ускорять заряженные частицы за счет разности потенциалов между различными точками траектории. Но в плазме могут возникать электрические поля индукционного и импульсного типа. Так индукционное (вихревое) электрическое поле появляется, как известно, при увеличении напряженности магнитного поля со временем (так называемый, бетатронный эффект). Ускорение частиц может быть также вызвано их взаимодействием с электрическим полем плазменных волн в областях с интенсивной турбулентностью плазмы. Существуют и другие механизмы ускорения, на которых мы не имеем возможности останавливаться в данном курсе. Более детальное рассмотрение показывает, что предложенные механизмы ускорения способны обеспечить рост энергии заряженных частиц, выброшенных при взрывах сверхновых, с 10 5 äî 10 21 ýÂ.
Заряженные частицы, испускаемые Солнцем, - солнечные космические лучи – весьма важный компонент космического излучения, бомбардирующего Землю. Эти частицы ускоряются до высоких энергий в верхней части атмосферы Солнца во время солнечных вспышек. Солнечные вспышки подвержены определенным временным циклам. Самые мощные повторяются с периодом 11 лет, менее мощные – с периодом 27 дней. Мощные солнечные вспышки могут увеличить поток космических лучей, падающих на Землю со стороны Солнца, в 10 6 раз по сравнению с галактическим.
По сравнению с галактическими космическими лучами в солнечных космических лучах больше протонов (до 98-99% всех ядер) и соответственно меньше ядер гелия (1.5%). В них практически нет других ядер. Содержание ядер с Z2 в солнечных космических лучах отражает состав солнечной атмосферы. Энергии частиц солнечных космических лучей меняются в интервале 10 5 -10 11 эВ. Их энергетический спектр имеет вид степенной функции (15.5), где - уменьшается от 7 до 2 по мере уменьшения энергии.
Все приведенные выше характеристики космических лучей относятся к космическим частицам до входа в атмосферу Земли, т.е. к, так называемому, первичному космическому излучению . В результате взаимодействия с ядрами атмосферы (главным образом, кислородом и азотом) высокоэнергичные частицы первичных космических лучей (прежде всего протоны) создают большое число вторичных частиц – адронов (пионов, протонов, нейтронов, антинуклонов и т.д.), лептонов (мюонов, электронов, позитронов, нейтрино) и фотонов. Развивается сложный многоступенчатый каскадный процесс. Кинетическая энергия вторичных частиц расходуется в основном на ионизацию атмосферы.
Толщина земной атмосферы около 1000 г/см 2 . В то же время пробеги высокоэнергичных протонов в воздухе 70-80 г/см 2 , а ядер гелия – 20-30 г/см 2 . Таким образом, высокоэнергичный протон может испытать до 15 столкновений с ядрами атмосферы и вероятность дойти до уровня моря у первичного протона крайне мала. Первое столкновение происходит обычно на высоте 20 км.
Лептоны и фотоны появляются в результате слабых и электромагнитных распадов вторичных адронов (главным образом, пионов) и рождения -квантами e - e + -пар в кулоновском поле ядер:
ÿäðî + ÿäðî + e - +e + .
Таким образом, вместо одной первичной частицы возникает большое число вторичных, которые делят на адронную, мюонную и электронно-фотонную компоненты. Лавинообразное нарастание числа частиц может привести к тому, что в максимуме каскада их число может достигать 10 6 -10 9 (при энергии первичного протона >10 14 эВ). Такой каскад покрывает большую площадь (много квадратных километров) и называется широким атмосферным ливнем (ðèñ.15.7).
После достижения максимальных размеров происходит затухание каскада в основном за счет потери энергии на ионизацию атмосферы. Поверхности Земли достигают в основном релятивистские мюоны. Сильнее поглощается электронно-фотонная компонента и практически полностью “вымирает” адронная составляющая каскада. В целом поток частиц космических лучей на уровне моря примерно в 100 раз меньше потока первичных космических лучей, составляя около 0.01 частицы/см 2 ñåê.
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ, поток заряженных частиц высокой энергии, которые приходят к Земле со всех направлений космического пространства и постоянно бомбардируют её атмосферу. В составе космических лучей преобладают протоны, имеются также электроны, ядра Не и более тяжёлых химических элементов (вплоть до ядер с зарядом Z ≈ 30; смотри таблицу). Наиболее многочисленны в космических лучах ядра Н и Не (около 85% и около 10% соответственно); доля других ядер невелика (не превышает 5%). Небольшую часть космических лучей составляют электроны и позитроны (менее 1%). Космическое излучение, падающее на границу земной атмосферы, содержит все стабильные заряженные частицы и ядра с временами жизни порядка 10 6 лет и более. По существу, истинно «первичными» космическими лучами можно называть только частицы, ускоренные в далёких астрофизических источниках, а «вторичными» - частицы, образовавшиеся в процессе взаимодействия первичных К. л. с межзвёздным газом. Так, электроны, протоны и ядра Не, С, О, Fe и др., синтезированные в звёздах, являются первичными. Напротив, ядра Li, Ве и В следует считать вторичными. Антипротоны и позитроны частично, если не полностью, являются вторичными.
История исследования космических лучей. В начале 20 века в опытах с электроскопами и ионизационными камерами была обнаружена постоянная остаточная ионизация газов, вызываемая каким-то проникающим излучением. В отличие от излучения радиоактивных веществ окружающей среды, проникающее излучение не могли задержать даже толстые слои свинца. Внеземная природа обнаруженного проникающего излучения установлена в 1912 году (В. Гесс, Нобелевская премия, 1936) в экспериментах с ионизационными камерами на воздушных шарах. Было найдено, что с увеличением расстояния от поверхности Земли ионизация, вызываемая проникающим излучением, растёт. Его внеземное происхождение окончательно доказал Р. Милликен в 1923-26 в экспериментах по поглощению излучения атмосферой (именно он ввёл термин «космические лучи»).
Природа космических лучей вплоть до 1940-х годов оставалась неясной. В течение этого времени интенсивно развивалось ядерное направление исследований космических лучей (ядерно-физический аспект) - изучение взаимодействия космических лучей с веществом, образования вторичных частиц и их поглощения в атмосфере. Эти исследования, проводимые при помощи телескопов счётчиков, камер Вильсона и ядерных фотоэмульсий (поднимаемых на шарах-зондах в стратосферу), привели, в частности, к открытию новых элементарных частиц - позитрона (1932), мюона (1937), π-мезона (1947).
Систематические исследования влияния геомагнитного поля на интенсивность и направление прихода первичных космических лучей показали, что подавляющее большинство космических лучей имеет положительный заряд.
С этим связана восточно-западная асимметрия космических лучей: из-за отклонения заряженных частиц в магнитном поле Земли с запада приходит больше частиц, чем с востока. Применение фотоэмульсий позволило установить ядерный состав первичных космических лучей (1948): были обнаружены следы ядер тяжёлых элементов, вплоть до железа. Первичные электроны в составе космических лучей впервые зарегистрированы в стратосферных измерениях лишь в 1961 году.
С конца 1940-х годов на передний план выдвинулись проблемы происхождения и временных вариаций космических лучей (космофизический аспект).
Общая характеристика космических лучей. Космические лучи напоминают сильно разреженный релятивистский газ, частицы которого практически не взаимодействуют друг с другом, но испытывают редкие столкновения с веществом межзвёздной и межпланетной сред и подвергаются воздействию космических магнитных полей. Частицы космических лучей обладают огромной кинетической энергией (вплоть до Е к порядка 10 21 эВ). Вблизи Земли подавляющую часть космических лучей составляют частицы с энергией от 10 6 эВ до 10 9 эВ, с дальнейшим ростом энергии поток космических лучей резко ослабевает. Так, при энергии 10 12 эВ на границу атмосферы падает не более 1 частицы/(м 2 ·с), а при Е к =10 15 эВ - всего 1 частица/(м 2 ·год). Этим обусловлены определённые трудности в изучении космических лучей высоких и сверхвысоких энергий. Хотя суммарный поток космических лучей у Земли невелик [всего около 1 частицы/(см 2 ·с)], плотность их энергии (около 1 эВ/см 3) в пределах нашей Галактики сравнима с плотностью энергии суммарного электромагнитного излучения звёзд, энергии теплового движения межзвёздного газа и кинетической энергии его турбулентных движений, а также с плотностью энергии магнитного поля Галактики. Отсюда следует, что космические лучи должны играть большую роль во многих астрофизических процессах.
Другая важная особенность космических лучей - нетепловое происхождение их энергии. Действительно, даже при температуре 10 9 К, по-видимому близкой к максимальной для звёздных недр, средняя энергия теплового движения частиц ≈ 3·10 5 эВ. Основное количество частиц космических лучей, наблюдаемых у Земли, имеет энергии свыше 10 6 эВ. Это означает, что космические лучи приобретают энергию путём ускорения в специфических астрофизических процессах плазменной и электромагнитной природы.
По своему происхождению космические лучи можно разделить на несколько групп:
1) космические лучи галактического происхождения (галактические космические лучи, ГКЛ); их источником является наша Галактика, в которой происходит ускорение частиц до энергий около 10 18 эВ;
2) космические лучи метагалактического происхождения; они образуются в других галактиках и имеют самые большие, ультрарелятивистские энергии - свыше 10 18 эВ;
3) солнечные космические лучи (СКЛ), генерируемые на Солнце или вблизи него во время солнечных вспышек и корональных выбросов массы; их энергия составляет от 10 6 до более 10 10 эВ;
4) аномальные космические лучи (АКЛ), образующиеся в Солнечной системе на периферии гелиосферы; энергии частиц АКЛ находятся в пределах 1-100 МэВ/нуклон.
По содержанию ядер Li, Ве и В, которые образуются в результате взаимодействий ГКЛ с атомами межзвёздной среды, можно определить количество вещества Х, через которое прошли космические лучи, блуждая в межзвёздной среде. Величина Х примерно равна 5·10 г/см 2 . Время блуждания космических лучей в межзвёздной среде (или время их жизни) и величина Х связаны соотношением Х ≈ ρνt, где ρ - средняя плотность межзвёздной среды (порядка 10 -24 г/см 3), t - время блуждания космических лучей в этой среде, ν - скорость частиц. Величина ν для ультрарелятивистских космических лучей практически равна скорости света, и время их жизни составляет около 3·10 8 лет. (Время жизни ГКЛ определяется их выходом из Галактики либо поглощением за счёт неупругих взаимодействий с веществом межзвёздной среды.)
Попадая в атмосферу Земли, первичные космические лучи разрушают ядра наиболее распространённых в атмосфере химических элементов - N и О - и порождают каскадный процесс, в котором участвуют все известные элементарные частицы, в частности такие вторичные частицы, как протоны (р), нейтроны (n), мезоны (μ), электроны (е), а также γ-кванты и нейтрино (ν). Принято характеризовать путь, пройденный частицей космических лучей в атмосфере до столкновения, количеством вещества в граммах, заключённого в столбе сечением 1 см 2 , т. е. выражать пробег частиц в г/см 2 вещества атмосферы. Это значит, что после прохождения толщи атмосферы х (г/см 2) пучком протонов с первоначальной интенсивностью I 0 количество протонов, не испытавших столкновения, будет равно I = I 0 ехр(-х/λ), где λ - средний пробег частицы. Для протонов, составляющих основную часть первичных космических лучей, пробег λ в воздухе равен примерно 70 г/см 2 ; для ядер Не λ≈25 г/см 2 , для более тяжёлых ядер - ещё меньше. Первое столкновение с частицами атмосферы протоны испытывают в среднем на высоте 20 км (х≈70 г/см 2). Толщина атмосферы на уровне моря эквивалентна 10 30 г/см 2 , т. е. соответствует примерно 15 ядерным пробегам для протонов. Отсюда следует, что вероятность достичь поверхности Земли, не испытав столкновений, для первичной частицы ничтожно мала. Поэтому на поверхности Земли космические лучи обнаруживаются лишь по слабым эффектам ионизации, создаваемым вторичными частицами.
Методы изучения космических лучей . Поскольку по своим энергиям частицы космических лучей различаются в 10 15 раз, то для их изучения приходится применять весьма разнообразные методы и приборы. При этом широко используется, например, аппаратура, установленная на спутниках и космических ракетах. В атмосфере Земли измерения проводятся с помощью малых шаров-зондов и больших высотных аэростатов, на её поверхности - с помощью наземных установок. Некоторые из них достигают размеров в сотни квадратных километров и расположены либо высоко в горах, либо глубоко под землёй, либо на больших глубинах в океане, куда проникают вторичные мюоны высоких энергий. Непрерывную регистрацию космических лучей на поверхности Земли в течение более 50 лет осуществляет мировая сеть станций для изучения вариаций космических лучей - стандартные нейтронные мониторы и мюонные телескопы. Ценную информацию о ГКЛ и СКЛ дают наблюдения на специальных установках типа Баксанского комплекса для изучения широких атмосферных ливней (ШАЛ).
Основные типы детекторов, которые используются при изучении космических лучей, - фотоэмульсии и рентгеновские плёнки, ионизационные камеры, газоразрядные счётчики, счётчики нейтронов, черенковские и сцинтилляционные счётчики, твердотельные полупроводниковые детекторы, искровые и дрейфовые камеры.
Ядерно-физические исследования космических лучей проводятся в основном при помощи счётчиковых установок большой площади для регистрации ШАЛ. Ливни содержат огромное количество вторичных частиц, которые образуются при вторжении одной первичной частицы с энергией свыше 10 15 эВ. Основная цель таких наблюдений - изучение характеристик элементарного акта ядерного взаимодействия при высоких энергиях. Наряду с этим, они дают информацию об энергетическом спектре космических лучей при энергиях 10 15 -10 20 эВ, что очень важно для поиска источников и механизмов ускорения космических лучей.
Поток частиц с энергией около 10 20 эВ, изучаемый методами ШАЛ, очень мал. Например, на 1 м 2 на границе атмосферы за 1 миллион лет падает лишь одна частица с Ε ≈ 10 19 эВ. Для регистрации столь малых потоков необходимо иметь большие площади, покрытые детекторами. На гигантских установках по регистрации ШАЛ было зарегистрировано, по разным оценкам, от 10 до 20 событий, порождённых частицами с максимальными энергиями до 3·10 20 эВ.
Вариации космических лучей с энергиями порядка 10 9 -10 12 эВ изучаются по данным мировой сети нейтронных мониторов, мюонных телескопов и других детекторов. Однако наземные установки из-за атмосферного поглощения нечувствительны к частицам с энергией менее 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30-35 км.
Внеатмосферные измерения потока космических лучей с энергией 1-500 МэВ осуществляют при помощи геофизических ракет, ИСЗ и космических зондов. Прямые наблюдения космических лучей в межпланетном пространстве, начатые в 1960-х годах на орбите Земли (вблизи плоскости эклиптики), с 1994 проводятся над полюсами Солнца (КА «Улисс»). Космические зонды «Вояджер-1» и «Вояджер-2», запущенные в 1977, уже достигли пределов Солнечной системы. Так, первый из этих КА пересёк границу гелиосферы в 2004, второй - в 2007. С 2008 оба КА, по-видимому, движутся в облаке межзвёздной пыли, в которое погружена Солнечная система.
Ряд ценных результатов дал метод космогенных изотопов, образующихся при взаимодействии космических лучей с метеоритами и космической пылью, с поверхностью Луны, планет, с атмосферой или веществом Земли. Космогенные изотопы несут информацию о вариациях космических лучей в прошлом и о солнечно-земных связях. Например, по содержанию радионуклида 14 С в годичных кольцах деревьев можно изучать вариации интенсивности космических лучей на протяжении последних нескольких тысяч лет. По другим долгоживущим нуклидам (10 Ве, 26 Al, 53 Мn и др.), содержащимся в метеоритах, лунном грунте, в глубоководных морских отложениях, можно восстановить картину изменений интенсивности космических лучей за миллионы лет.
С развитием космической техники и радиохимических методов анализа стало возможным изучение характеристик космических лучей по их трекам (следам) в веществе. Треки образуются ядрами космических лучей в метеоритах, лунном веществе, в специальных образцах-мишенях, экспонируемых на ИСЗ и возвращаемых на Землю, и т. п. Используется также косвенный метод изучения космических лучей по эффектам ионизации, вызываемым ими в нижней части ионосферы, особенно в полярных широтах. Эти эффекты существенны главным образом при вторжении в атмосферу СКЛ.
Происхождение космических лучей. Из-за высокой изотропии космических лучей наблюдения у Земли не позволяют установить, где они образуются и как распределены во Вселенной. На эти вопросы впервые ответила радиоастрономия в связи с открытием космического синхротронного излучения в диапазоне частот 10 7 -10 9 Гц. Это излучение создаётся электронами очень высокой энергии (порядка 10 9 -10 10 эВ) при их движении в магнитных полях Галактики. Такие электроны, являющиеся одним из компонентов космических лучей, занимают протяжённую область, охватывающую всю Галактику и называемую галактическим гало. В межзвёздных магнитных полях электроны движутся подобно другим заряженным частицам высокой энергии - протонам и более тяжёлым ядрам. Разница состоит лишь в том, что благодаря малой массе электроны, в отличие от более тяжёлых частиц, интенсивно излучают радиоволны и тем самым обнаруживают себя в удалённых частях Галактики, являясь индикатором космических лучей.
Кроме общего галактического синхротронного радиоизлучения, были обнаружены его дискретные источники: оболочки сверхновых звёзд, ядро Галактики, радиогалактики, квазары, активные ядра галактик и т.д. Естественно считать, что все эти объекты могут быть источниками космических лучей. Основным источником космических лучей внутри Галактики считаются взрывы сверхновых звёзд. Космические лучи ускоряются ударными волнами, образующимися при этих взрывах. Максимальная энергия, которую могут приобрести частицы в таких процессах, составляет порядка 10 16 эВ. Кроме того, часть космических лучей может ускориться до таких же энергий ударными волнами, распространяющимися в межзвёздной среде Галактики. Космические лучи ещё больших энергий образуются в Метагалактике; одним из их источников могут быть ядра активных галактик.
В 1966 К. Грейзен (США), а также Г. Т. Зацепин и В. А. Кузьмин (СССР) высказали предположение, что спектр космических лучей при энергиях свыше 3·10 19 эВ должен «обрезаться» (резко загибаться вниз) из-за взаимодействия высокоэнергетичных частиц с реликтовым излучением (так называемый GZK-эффект). Регистрация нескольких частиц с энергией порядка 10 20 эВ может быть объяснена, если предположить, что источники этих частиц удалены от нас на расстояния не более 50 Мпк. В этом случае взаимодействие космических лучей с фотонами реликтового излучения практически не происходит из-за малого количества фотонов на пути частицы от источника к наблюдателю. Данные, полученные в 2007 в рамках международного проекта «Оже», по-видимому, впервые указывают на существование GZK-эффекта при энергиях свыше 3·10 19 эВ.
В начале 1970-х годов изучение ГКЛ малых энергий, проводимое с помощью КА, привело к открытию аномальной компоненты космических лучей. Её составляют не полностью ионизованные атомы Не, С, N, О, Ne и Ar. В области энергий от нескольких единиц до нескольких десятков МэВ/нуклон спектр частиц АКЛ существенно отличается от спектра ГКЛ: наблюдается возрастание потока частиц, связанное, как полагают, с ускорением ионов в ударной волне на границе гелиомагнитосферы и последующей диффузией этих частиц во внутренние районы гелиосферы. Кроме этого, распространённость элементов АКЛ значительно отличается от соответствующих величин для ГКЛ.
По данным на июнь 2008 года, полученным с борта КА «Вояджер-1», поток космических лучей по мере удаления от Солнечной системы постоянно растёт. Эти первые сведения о космических лучах непосредственно из межзвёздной среды поднимают новые вопросы об источниках и природе (механизмах генерации) аномальной компоненты космических лучей.
Механизмы ускорения космических лучей . Основным источником ГКЛ считаются взрывы сверхновых звёзд. Требования к энергетической мощности источников, генерирующих космические лучи, весьма высоки (мощность генерации космических лучей должна быть порядка 3·10 33 Вт), так что обычные звёзды Галактики не могут им удовлетворять. Однако такая мощность может быть получена от взрывов сверхновых звёзд (В. Л. Гинзбург и С. И. Сыроватский, 1963).
Если во время взрыва выделяется энергия порядка 10 44 Дж, а взрывы происходят с частотой 1 раз в 30-100 лет, то их суммарная мощность составляет порядка 10 35 Вт, и для обеспечения необходимой мощности космических лучей достаточно лишь нескольких процентов энергии вспышки сверхновой.
Наиболее вероятный механизм ускорения ГКЛ до энергий порядка 10 15 эВ (а возможно, и выше) - движение оболочки, сброшенной при взрыве сверхновой звезды, которое порождает в окружающей межзвёздной среде ударную волну. Диффузионное распространение заряженных частиц, захваченных в процесс ускорения, позволяет им многократно пересекать фронт ударной волны (Г. Ф. Крымский, 1977). Каждая пара последовательных пересечений увеличивает энергию частицы пропорционально уже достигнутой энергии, что и приводит к ускорению частиц. С увеличением числа пересечений фронта ударной волны растёт и вероятность покинуть область ускорения, так что по мере роста энергии количество частиц падает примерно по степенному закону, причём ускорение оказывается весьма эффективным, а спектр ускоренных частиц - весьма жёстким (~Е -2). При некоторых модельных допущениях предложенная схема даёт величину максимальной энергии порядка 10 17 Z эВ, где Z - заряд ускоренного ядра.
Среди других механизмов ускорения обсуждается, в частности, ускорение стоячей ударной волной при вращении нейтронной звезды с мощным магнитным полем (порядка 10 12 Гс); максимальная энергия частиц при этом может достигать (10 17 - 10 18)Z эВ, а время эффективного ускорения - 10 лет. Ускорение частиц возможно также в ударных волнах при столкновении галактик. Такое событие может осуществляться с частотой примерно 1 раз в 5·10 8 лет; максимально достижимая энергия оценивается как 3·10 19 Z эВ. К аналогичной оценке приводит и процесс ускорения ударными волнами в струях, генерируемых активными ядрами галактик. Наибольшие оценки (до энергий порядка 10 21 эВ) можно получить в рамках модели космологического происхождения гамма-всплесков. Обсуждаются также сценарии, в которых космические лучи образуются в результате распадов или аннигиляции так называемых топологических дефектов (космической струны, монополи и т.д.), возникших в первые мгновения расширения Вселенной.
Проблемы и перспективы. Изучение космических лучей даёт ценные сведения об электромагнитных полях в различных областях космического пространства. Информация, «записанная» и «переносимая» частицами космических лучей на их пути к Земле, расшифровывается при исследовании вариаций космических лучей - пространственно-временных изменений потока космических лучей под влиянием динамических, электромагнитных и плазменных процессов в межзвёздном пространстве, внутри гелиосферы (в потоке солнечного ветра) и в окрестности Земли (в земной магнитосфере и атмосфере).
С другой стороны, в качестве естественного источника частиц высокой энергии космические лучи играют незаменимую роль при изучении строения вещества и взаимодействий между элементарными частицами. Энергии отдельных частиц космических лучей столь велики, что они ещё долго будут оставаться вне конкуренции по сравнению с частицами, ускоренными самыми мощными лабораторными ускорителями.
Космические лучи имеют важное значение для изучения далёкого прошлого Земли (изменений климата, эволюции биосферы и т.д.), а также для решения некоторых практических задач (например, мониторинг и прогноз космической погоды, и обеспечение радиационной безопасности космонавтов).
В конце 20 - начале 21 века всё большее внимание привлекает возможная роль космических лучей в атмосферных и климатических процессах. Хотя плотность энергии космических лучей мала по сравнению с энергией различных атмосферных процессов, в некоторых из них космические лучи, по-видимому, играют решающую роль. В земной атмосфере на высотах менее 30 км космические лучи являются главным источником образования ионов. От плотности ионов во многом зависят процессы конденсации и образования водяных капель. Так, во время понижений интенсивности ГКЛ в области возмущений солнечного ветра в межпланетном пространстве, вызванных вспышками (так называемый эффект Форбуша), уменьшаются облачность и уровень выпадения осадков. После вспышек на Солнце и прихода СКЛ на Землю величина облачности и уровень осадков увеличиваются. Эти изменения как в первом, так и во втором случае составляют не менее 10%. После вторжения в полярные области Земли больших потоков ускоренных частиц от Солнца наблюдается изменение температуры верхних слоёв атмосферы. Космические лучи активно участвуют также в образовании грозового электричества. В настоящее время усиленно изучается влияние космических лучей на концентрацию озона и на другие процессы в атмосфере.
Все перечисленные эффекты детально исследуются в рамках более общей проблемы солнечно-земных связей. Особый интерес представляет изучение механизмов этих связей, в частности триггерного механизма, при котором энергетически слабое первичное воздействие на неустойчивую систему приводит к многократному усилению вторичных эффектов (например, к развитию мощного циклона).
Лит.: Мирошниченко Л. И. Космические лучи в межпланетном пространстве. М., 1973; он же. Солнечная активность и Земля. М., 1981; Дорман Л. И. Экспериментальные и теоретические основы астрофизики космических лучей. М., 1975; Дорман И. В. Космические лучи: Исторический очерк. М., 1981; она же. Космические лучи, ускорители и новые частицы. М., 1989; Топтыгин И. Н. Космические лучи в межпланетных магнитных полях. М., 1983; Мурзин В. С. Введение в физику космических лучей. 3-е изд. М., 1988; Астрофизика космических лучей / Под редакцией В. Л. Гинзбурга. 2-е изд. М., 1990; Клапдор-Клайнгротхаус Г. В., Цюбер К. Астрофизика элементарных частиц. М., 2000; Капитонов И. М. Введение в физику ядра и частиц. 3-е изд. М., 2006; Черепащук А. М., Чернин А. Д. Вселенная, жизнь, черные дыры. Фрязино, 2007.
Л. И. Мирошниченко.
КОСМИ́ЧЕСКИЕ ЛУЧИ́, потоки заряженных частиц высокой энергии, которые приходят к Земле со всех сторон из космического пространства и постоянно бомбардируют её атмосферу. В составе космических лучей преобладают протоны, имеются также электроны, ядра гелия и более тяжёлых химических элементов (вплоть до ядер с зарядом Z ≈ 30). Наиболее многочисленны в космических лучах ядра атомов водорода и гелия (≈85 и ≈10% соответственно). Доля других ядер невелика (не превышает ≈5%). Небольшую часть космических лучей составляют электроны и позитроны (менее 1%). Космическое излучение, падающее на границу земной атмосферы, включает все стабильные заряженные частицы и ядра со временами жизни порядка 10 6 лет и более. По существу, истинно «первичными» космическими лучами можно называть только частицы, ускоренные в далёких астрофизических источниках, а «вторичными» – частицы, образовавшиеся в процессе взаимодействия первичных космических лучей с межзвёздным газом. Так, электроны, протоны и ядра гелия, а также углерода, кислорода, железа и др., синтезированные в звёздах, являются первичными. Напротив, ядра лития, бериллия и бора следует считать вторичными. Антипротоны и позитроны частично, если не полностью, вторичны, однако та их доля, которая может иметь первичное происхождение, является ныне предметом исследований.
История исследования космических лучей
В нач. 20 в. в опытах с электроскопами и ионизационными камерами была обнаружена постоянная остаточная ионизация газов, вызываемая каким-то проникающим излучением. В отличие от излучения радиоактивных веществ окружающей среды, проникающее излучение не могли задержать даже толстые слои свинца. Внеземная природа обнаруженного проникающего излучения установлена в 1912 (В. Гесс , Нобелевская премия, 1936) в экспериментах с ионизационными камерами на воздушных шарах. Было найдено, что с увеличением расстояния от поверхности Земли ионизация, вызываемая проникающим излучением, растёт. Его внеземное происхождение окончательно доказал Р. Милликен в 1923–26 в экспериментах по поглощению излучения атмосферой (именно он ввёл термин «космические лучи»).
Природа космических лучей вплоть до 1940-х гг. оставалась неясной. В течение этого времени интенсивно развивалось ядерное направление исследований космических лучей (ядерно-физический аспект) – изучение взаимодействия космических лучей с веществом, образования вторичных частиц и их поглощения в атмосфере. Эти исследования, проводимые при помощи телескопов, счётчиков, Вильсона камер и ядерных фотоэмульсий (поднимаемых на шарах-зондах в стратосферу), привели, в частности, к открытию новых элементарных частиц – позитрона (1932), мюона (1936), π-мезона (1947).
Систематические исследования влияния геомагнитного поля на интенсивность и направление прихода первичных космических лучей показали, что подавляющее большинство частиц космических лучей имеет положительный заряд. С этим связана восточно-западная асимметрия космических лучей: из-за отклонения заряженных частиц в магнитном поле Земли с запада приходит больше частиц, чем с востока. Применение фотоэмульсий позволило установить ядерный состав первичных космических лучей (1948): были обнаружены следы ядер тяжёлых химических элементов, вплоть до железа. Первичные электроны в составе космических лучей впервые были зарегистрированы лишь в 1961 в стратосферных измерениях.
С кон. 1940-х гг. на передний план выдвинулись проблемы происхождения и временны́х вариаций космических лучей (космофизический аспект).
Характеристики и классификация космических лучей
Космические лучи напоминают сильно разреженный релятивистский газ, частицы которого практически не взаимодействуют друг с другом, но испытывают редкие столкновения с веществом межзвёздной и межпланетной сред и подвергаются воздействию космических магнитных полей. Частицы космических лучей обладают огромными кинетическими энергиями (вплоть до Е кин ~ 10 21 эВ). Вблизи Земли подавляющую часть потока космических лучей составляют частицы с энергиями от 10 6 эВ до 10 9 эВ, далее поток космических лучей резко ослабевает. Так, при энергии ~10 12 эВ на границу атмосферы падает не более 1 частицы/(м 2 ∙с), а при Е кин ~ 10 15 эВ – всего 1 частица/(м 2 ∙год). Этим обусловлены определённые трудности в изучении космических лучей высоких и сверхвысоких (экстремальных) энергий. Хотя суммарный поток космических лучей у Земли невелик (всего ок. 1 частицы/(см 2 ∙с)), плотность их энергии (ок. 1 эВ/см 3) в пределах нашей Галактики сравнима с плотностью энергии суммарного электромагнитного излучения звёзд, энергии теплового движения межзвёздного газа и кинетической энергии его турбулентных движений, а также с плотностью энергии магнитного поля Галактики. Отсюда следует, что космические лучи должны играть важную роль во многих астрофизических процессах.
Другая важная особенность космических лучей – нетепловое происхождение их энергии. Действительно, даже при температуре ~10 9 К, по-видимому, близкой к максимальной для звёздных недр, средняя энергия теплового движения частиц ≈3∙10 5 эВ. Основное количество частиц космических лучей, наблюдаемых у Земли, имеет энергию св. 10 8 эВ. Это означает, что космические лучи приобретают энергию путём ускорения в специфических астрофизических процессах плазменной и электромагнитной природы.
По своему происхождению космические лучи можно разделить на несколько групп: 1) космические лучи галактического происхождения (галактические космические лучи); их источником является наша Галактика, в которой происходит ускорение частиц до энергий порядка 10 18 эВ; 2) космические лучи метагалактического происхождения (метагалактические космические лучи); они образуются в других галактиках и имеют самые большие, ультрарелятивистские энергии (св. 10 18 эВ); 3) солнечные космические лучи; генерируются на Солнце или вблизи него во время солнечных вспышек и корональных выбросов масс ; их энергия составляет от 10 6 эВ до св. 10 10 эВ; 4) аномальные космические лучи; образуются в Солнечной системе на периферии гелиосферы ; энергии частиц составляют 1–100 МэВ/нуклон.
По содержанию ядер лития, бериллия и бора, которые образуются в результате взаимодействий космических лучей с атомами межзвёздной среды , можно определить количество вещества Х , через которое прошли космические лучи, блуждая в межзвёздной среде. Величина X примерно равна 5–10 г/см 2 . Время блуждания космических лучей в межзвёздной среде (или время их жизни) и величина X связаны соотношением X≈ ρvt , где ρ – средняя плотность межзвёздной среды, составляющая ~10 – 24 г/см 3 , t – время блуждания космических лучей в этой среде, v – скорость частиц. Обычно полагают, что величина v для ультрарелятивистских космических лучей практически равна скорости света c , так что время их жизни составляет ок. 3·10 8 лет. Оно определяется либо выходом космических лучей из Галактики и её гало, либо их поглощением за счёт неупругих взаимодействий с веществом межзвёздной среды.
Вторгаясь в атмосферу Земли, первичные космические лучи разрушают ядра наиболее распространённых в атмосфере химических элементов – азота и кислорода – и порождают каскадный процесс, в котором участвуют все известные ныне элементарные частицы, в частности такие вторичные частицы, как протоны, нейтроны, мезоны, электроны, а также γ-кванты и нейтрино. Принято характеризовать путь, пройденный частицей космических лучей в атмосфере до столкновения, количеством вещества в граммах, заключённого в столбе сечением 1 см 2 , т. е. выражать пробег частиц в г/см 2 вещества атмосферы. Это означает, что после прохождения толщи атмосферы х (г/см 2) пучком протонов с первоначальной интенсивностью I 0 количество протонов, не испытавших столкновения, будет равно I = I 0 exp(–x /λ), где λ – средний пробег частицы. Для протонов, составляющих основную часть первичных космических лучей, пробег λ в воздухе равен ≈70 г/см 2 , для ядер гелия λ≈25 г/см 2 , для более тяжёлых ядер – ещё меньше. Первое столкновение с атмосферой протоны испытывают в среднем на высоте 20 км (х ≈70 г/см 2). Толщина атмосферы на уровне моря эквивалентна 1030 г/см 2 , т. е. соответствует примерно 15 ядерным пробегам для протонов. Отсюда следует, что вероятность достичь поверхности Земли, не испытав столкновений, для первичной частицы ничтожно мала. Поэтому на поверхности Земли космические лучи обнаруживаются лишь по слабым эффектам ионизации, создаваемой вторичными частицами.
Космические лучи у Земли
Космические лучи галактического и метагалактического происхождения занимают огромный диапазон энергий, охватывающий примерно 15 порядков величины, – от 10 6 до 10 21 эВ. Энергии солнечных космических лучей, особенно во время мощных солнечных вспышек, могут достигать больших значений, однако характерная величина их энергии обычно не превосходит 10 9 эВ. Поэтому разделение космических лучей на галактические и солнечные вполне оправданно, поскольку как характеристики, так и источники солнечных и галактических космических лучей совершенно различны.
При энергиях ниже 10 ГэВ/нуклон интенсивность галактических космических лучей, измеряемая вблизи Земли, зависит от уровня солнечной активности (точнее от меняющегося в течение солнечных циклов межпланетного магнитного поля). В области более высоких энергий интенсивность галактических космических лучей практически постоянна во времени. Согласно современным представлениям, собственно галактические космические лучи заканчиваются в области энергий между 10 17 и 10 18 эВ. Происхождение космических лучей предельно высоких энергий, скорее всего, с Галактикой не связано.
Существует четыре способа описания спектров различных компонент космических лучей. 1. Число частиц на единицу жёсткости. Распространение (и, вероятно, также ускорение) частиц в космических магнитных полях зависит от ларморовского радиуса r L или магнитной жёсткости частицы R , которая представляет собой произведение ларморовского радиуса на индукцию магнитного поля B : R = r L B = pc /(Ze ), где р и Z – импульс и заряд частицы (в единицах заряда электрона е ), с – скорость света. 2. Число частиц на единицу энергии на один нуклон. Фрагментация ядер, распространяющихся сквозь межзвёздный газ, зависит от энергии на нуклон, поскольку её количество приблизительно сохраняется, когда ядро разрушается при взаимодействии с газом. 3. Число нуклонов на единицу энергии на один нуклон. Генерация вторичных частиц в атмосфере зависит от интенсивности нуклонов на единицу энергии на один нуклон, почти независимо от того, являются ли падающие на атмосферу нуклоны свободными протонами или связаны в ядрах. 4. Число частиц на единицу энергии на одно ядро. Эксперименты по широким атмосферным ливням , которые используют атмосферу как калориметр, в общем случае измеряют величину, которая связана с полной энергией в расчёте на 1 частицу. Единицы измерения дифференциальной интенсивности частиц I имеют вид (см –2 с –1 ср –1 E –1), где энергия E представлена в единицах одной из четырёх переменных, перечисленных выше.
Наблюдаемый дифференциальный энергетический спектр космических лучей в области энергий выше 10 11 эВ показан на рис. 1. Спектр описывается степенным законом в очень широком диапазоне энергий – от 10 11 до 10 20 эВ с небольшим изменением наклона ок. 3·10 15 эВ (излом, иногда называемый «коленом», knee) и ок. 10 19 эВ («лодыжка», ankle). Интегральный поток космических лучей выше «лодыжки» равен приблизительно 1 частице/(км 2 ·год).
Таблица 1. Относительное содержание различных ядер в галактических и солнечных космических лучах, на Солнце и других звёздах (содержание ядер кислорода принято равным 1,0)
| Ядро | Солнечные космические лучи | Солнце | Звёзды | Галактические космические лучи |
|---|---|---|---|---|
| 1 H | 4600 * | 1445 | 925 | 685 |
| 2 He | 70 * | 91 | 150 | 48 |
| 3 Li | ? | <10 – 5 | <10 – 5 | 0,3 |
| 4 Be – 5 B | 0,02 | <10 – 5 | <10 – 5 | 0,8 |
| 6 C | 0,54 * | 0,60 | 0,26 | 1,8 |
| 7 N | 0,20 | 0,10 | 0,20 | <0,8 |
| 8 O | 1,0 | 1,0 | 1,0 | 1,0 |
| 9 F | <0,03 | 10 – 3 | <10 – 4 | <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 | 0,04 | 0,32 |
| 13 Al | ? | 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 |
* Данные наблюдений для интервала энергий 1–20 МэВ/нуклон, остальные данные в этой колонке относятся к энергиям ≥ 40 МэВ/нуклон. Погрешность большинства значений в таблице от 10 до 50%.
Интенсивность первичных нуклонов в диапазоне энергий от нескольких ГэВ до 10 ТэВ или немного выше можно приближённо описать формулой I N (E )≈1,8E –α нуклон/(см 2 ∙с∙ср∙ГэВ), где Е – энергия на нуклон (включая энергию покоя), α ≈ (γ + 1) = 2,7 – показатель дифференциального спектра, γ – интегральный спектральный индекс. Ок. 79% первичных нуклонов составляют свободные протоны, ок. 70% остальных частиц – это нуклоны, связанные в ядрах гелия. Фракции (доли) первичных ядер являются почти постоянными в указанном диапазоне энергий (возможно, с небольшими вариациями). На рис. 2 приведён спектр галактических космических лучей в области энергий выше ≈400 МэВ/нуклон. Представлены главные компоненты космических лучей как функции энергии на нуклон для определённой эпохи цикла солнечной активности. Величина J (E ) представляет собой количество частиц, имеющих энергию в диапазоне от E до E + δE и проходящих через единичную поверхность в единицу времени в единице телесного угла в направлении, перпендикулярном поверхности.
Таблица 2. Интенсивность галактических космических лучей с полной энергией E ≥ 2,5 ГэВ/нуклон за пределами магнитосферы Земли вблизи минимума солнечной активности и параметры дифференциального спектра K A и γ для протонов (ядро H), α-частиц (ядро He) и различных групп ядер
| Ядро | Заряд ядра Z | Интенсивность I (Z ) при E ≥ 2,5 ГэВ/нуклон, м –2 ∙с –1 ∙ср –1 | Показатель дифференци-ального спектра γ | Константа спектра K A | Интервал E , ГэВ/нуклон |
|---|---|---|---|---|---|
| Н | 1 | 1300 | 2,4±0,1 | 4800 | 4,7–16 |
| Не | 2 | 88 | 2,5±0,2 | 360 | 2,5–800 |
| Li, Be, B | 3–5 | 1,9 | |||
| C, N, O, F | 6–9 | 5,6 | 2,6±0,1 | 25±5 | 2,4–8,0 |
| Ne, Na, Mg, Al, Si, Р, S, ... | ≥10 | 2,5 | 2,6±0,15 | 12±2 | 2,4–8,0 |
| Ca, Ti, Ni, Fe, ... | ≥20 | 0,7 |
Относительное содержание различных ядер в галактических и солнечных космических лучах, а также (для сравнения) на Солнце и др. звёздах приведено в таблице 1 для области сравнительно невысоких энергий (1–20 МэВ/нуклон) и энергий ≥ 40 МэВ/нуклон. В таблице 2 суммированы данные об интенсивности частиц галактических космических лучей более высоких энергий (≈2,5 ГэВ/нуклон). Таблица 3 содержит распределение ядер космических лучей с энергией ≈10,6 ГэВ/нуклон.
Таблица 3. Относительная распространённость F ядер космических лучей при энергии 10,6 ГэВ/нуклон (cодержание ядер кислорода принято равным 1,0)
| Заряд ядра Z | Элемент | F |
|---|---|---|
| 1 | H | 730 |
| 2 | He | 34 |
| 3–5 | Li–B | 0,4 |
| 6–8 | C–O | 2,2 |
| 9–10 | F–Ne | 0,3 |
| 11–12 | Na–Mg | 0,22 |
| 13–14 | Al–Si | 0,19 |
| 15–16 | P–S | 0,03 |
| 17–18 | Cl–Ar | 0,01 |
| 19–20 | K–Ca | 0,02 |
| 21–25 | Sc–Mn | 0,05 |
| 26–28 | Fe–Ni | 0,12 |
Методы изучения космических лучей
Поскольку по своим энергиям частицы космических лучей различаются в 10 15 раз, то для их изучения приходится применять весьма разнообразные методы и приборы (рис. 3, слева). При этом широко используется аппаратура, установленная на спутниках и космических ракетах. В атмосфере Земли измерения проводятся с помощью малых шаров-зондов и больших высотных аэростатов, на её поверхности – с помощью наземных установок. Некоторые из них достигают размеров в сотни квадратных километров и расположены либо высоко в горах, либо глубоко под землёй, либо на больших глубинах в океане, куда проникают только вторичные частицы высоких энергий, например мюоны (рис. 3, слева). Непрерывную регистрацию космических лучей на поверхности Земли уже более 60 лет осуществляет мировая сеть станций для изучения вариаций космических лучей – стандартные нейтронные мониторы и мюонные телескопы. Ценную информацию о галактических и солнечных космических лучах дают наблюдения на больших установках типа Баксанского комплекса для изучения широких атмосферных ливней .
Ныне основными типами детекторов, которые используются при изучении космических лучей, являются фотоэмульсии и рентгеновские плёнки, ионизационные камеры, газоразрядные счётчики, счётчики нейтронов, черенковские и сцинтилляционные счётчики, твердотельные полупроводниковые детекторы, искровые и дрейфовые камеры.
Ядерно-физические исследования космических лучей осуществляются в основном при помощи счётчиковых установок большой площади для регистрации широких атмосферных ливней, открытых в 1938 (П. Оже ). Ливни содержат огромное количество вторичных частиц, которые образуются при вторжении одной первичной частицы с энергией ≥ 10 15 эВ. Основная цель таких наблюдений – изучение характеристик элементарного акта ядерного взаимодействия при высоких энергиях. Наряду с этим, они дают информацию об энергетическом спектре космических лучей при энергиях 10 15 –10 20 эВ, что очень важно для поиска источников и механизмов ускорения космических лучей.
Поток частиц с E ≈10 20 эВ, изучаемый методами широких атмосферных ливней, очень мал. Например, на 1 м 2 на границе атмосферы за 1 млн. лет падает лишь одна частица с E≈ 10 19 эВ. Для регистрации столь малых потоков необходимо иметь большие площади с установленными на них детекторами, чтобы зарегистрировать достаточное количество событий за разумное время. На 2016 на гигантских установках по регистрации широких атмосферных ливней различными группами учёных было зарегистрировано, по разным оценкам, от 10 до 20 событий, порождённых частицами с максимальными энергиями до 3∙10 20 эВ.
Наблюдения в космофизическом аспекте проводятся весьма разнообразными методами в зависимости от энергии частиц. Вариации космических лучей с энергиями 10 9 –10 12 эВ изучаются по данным мировой сети нейтронных мониторов, мюонных телескопов и др. детекторов. Однако наземные установки из-за атмосферного поглощения нечувствительны к частицам с энергией< 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 3).
Внеатмосферные измерения потока космических лучей с энергией 1–500 МэВ осуществляют при помощи геофизических ракет, ИСЗ и других космических аппаратов (космических зондов). Прямые наблюдения космических лучей в межпланетном пространстве, начатые в 1960-х гг. на орбите Земли (вблизи плоскости эклиптики), с 1994 проводятся над полюсами Солнца (КА «Улисс», «Ulysses»). Космические зонды «Вояджер-1» («Voyager 1») и «Вояджер-2» («Voyager 2»), запущенные в 1977, уже достигли пределов Солнечной системы. Так, первый из этих КА пересёк границу гелиосферы в 2004, второй – в 2007. Это произошло соответственно на расстояниях 94 а.е. и 84 а.е. от Солнца. На 2016 оба аппарата, по-видимому, движутся в облаке межзвёздной пыли, в которое погружена Солнечная система.
Ряд ценных результатов дал метод космогенных изотопов. Они образуются при взаимодействии космических лучей с метеоритами и космической пылью, с поверхностью Луны и др. планет, с атмосферой или веществом Земли. Космогенные изотопы несут информацию о вариациях космических лучей в прошлом и о солнечно-земных связях. Например, по содержанию радиоуглерода 14 С в годичных кольцах деревьев (радиоуглеродный метод датирования ) можно изучать вариации интенсивности космических лучей на протяжении нескольких последних тысяч лет. По другим долгоживущим изотопам (10 Be, 26 Al, 53 Mn и др.), содержащимся в метеоритах, лунном грунте, в глубоководных морских отложениях, можно восстановить картину изменений интенсивности космических лучей за прошедшие миллионы лет.
С развитием космической техники и радиохимических методов анализа стало возможным изучение характеристик космических лучей по их трекам (следам) в веществе. Треки образуются ядрами космических лучей в метеоритах, лунном веществе, в специальных образцах-мишенях, экспонируемых на ИСЗ и возвращаемых на Землю, в шлемах космонавтов, работавших в открытом космосе, и т. п. Используется также косвенный метод изучения космических лучей по эффектам ионизации, вызываемым ими в нижней части ионосферы, особенно в полярных широтах (например, эффект усиления поглощения коротких радиоволн). Кроме эффектов ионизации, космические лучи вызывают также образование оксидов азота в атмосфере. Вместе с осадками (дождь и снег) оксиды осаждаются и в течение многих лет накапливаются во льдах Гренландии и Антарктиды. По их содержанию в колонках льда (т. н. нитратный метод) можно судить об интенсивности космических лучей в прошлом (десятки и сотни лет назад). Эти эффекты существенны главным образом при вторжении в атмосферу солнечных космических лучей.
Происхождение космических лучей
Из-за высокой изотропии космических лучей наблюдения у Земли не позволяют установить, где они образуются и как распределены во Вселенной. На эти вопросы впервые ответила радиоастрономия в связи с открытием космического синхротронного излучения в диапазоне частот 10 7 –10 9 Гц. Это излучение создаётся электронами очень высокой энергии (10 9 –10 10 эВ) при их движении в магнитных полях Галактики. Такие электроны, являющиеся одной из компонент космических лучей, занимают протяжённую область, охватывающую всю Галактику и называемую галактическим гало. В межзвёздных магнитных полях электроны движутся подобно другим заряженным частицам высокой энергии – протонам и более тяжёлым ядрам. Разница состоит лишь в том, что благодаря малой массе электроны, в отличие от более тяжёлых частиц, интенсивно излучают радиоволны и тем самым обнаруживают себя в удалённых частях Галактики, являясь индикатором космических лучей.
В 1966 Г. Т. Зацепин и В. А. Кузьмин (СССР) и К. Грейзен (США) высказали предположение, что спектр космических лучей при энергиях выше 3·10 19 эВ должен «обрезаться» (резко загибаться) из-за взаимодействия высокоэнергичных частиц с реликтовым излучением (т. н. GZK-эффект). Регистрация нескольких событий с энергией E ≈10 20 эВ может быть объяснена, если предположить, что источники этих частиц удалены от нас на расстояния не более 50 Мпк. В этом случае взаимодействий космических лучей с фотонами реликтового излучения практически не происходит из-за малого количества фотонов на пути частицы от источника к наблюдателю. Первые (предварительные) данные, полученные в 2007 в рамках большого международного «Проекта Оже», по-видимому, впервые указывают на существование GZK-эффекта при E > 3·10 19 эВ. В свою очередь, это является аргументом в пользу метагалактического происхождения космических лучей с энергией более 10 20 эВ, что значительно выше обрезания спектра за счёт GZK-эффекта. Для разрешения парадокса GZK высказываются различные идеи. Одна из гипотез связана с возможным нарушением лоренцевской инвариантности при сверхвысоких энергиях, в рамках которой нейтральные и заряженные π-мезоны могут быть стабильными частицами при энергиях выше 10 19 эВ и входить в состав первичных космических лучей.
В нач. 1970-х гг. изучение галактических космических лучей малых энергий, проводимое на космических аппаратах, привело к открытию аномальной компоненты космических лучей. Её составляют не полностью ионизованные атомы He, C, N, O, Ne и Ar. Аномальность проявляется в том, что в области энергий от нескольких единиц до нескольких десятков МэВ/нуклон спектр частиц существенно отличается от спектра галактических космических лучей (рис. 4). Наблюдается возрастание потока частиц, связанное, как полагают, с ускорением ионов на ударной волне на границе гелиомагнитосферы и последующей диффузией этих частиц во внутренние районы гелиосферы . Кроме того, распространённость элементов аномальных космических лучей значительно отличается от соответствующих величин для галактических космических лучей.
С другой стороны, по данным на июнь 2008, полученным с борта КА «Вояджер-1», было отмечено увеличение потока космических лучей сравнительно невысоких энергий (единицы – десятки МэВ, рис. 5). Эти первые сведения о космических лучах, полученные непосредственно из межзвёздной среды, поднимают новые вопросы об источниках и природе (механизмах генерации) аномальной компоненты космических лучей.
Механизмы ускорения космических лучей
Завершённая теория ускорения космических частиц для всего энергетического диапазона, в котором они наблюдаются, пока не создана. Даже в отношении галактических космических лучей предложены лишь модели, объясняющие наиболее существенные факты. К таковым следует в первую очередь отнести величину плотности энергии космических лучей (≈ 1 эВ/см 3), а также степенную форму их энергетического спектра, не претерпевающую каких-либо резких изменений вплоть до энергии ≈ 3·10 15 эВ, где показатель дифференциального спектра всех частиц меняется с –2,7 на –3,1.
Ныне основным источником галактических космических лучей считаются взрывы сверхновых звёзд . Требования к энергетической мощности источников, генерирующих космические лучи, весьма высоки (мощность генерации космических лучей должна быть порядка 3·10 33 Вт), так что обычные звёзды Галактики не могут им удовлетворять. Однако такая мощность может быть получена от взрывов сверхновых звёзд (В. Л. Гинзбург , С. И. Сыроватский, 1963). Если во время взрыва выделяется энергия порядка 10 44 Дж, а взрывы происходят с частотой 1 раз в 30–100 лет, то их суммарная мощность составляет порядка 10 35 Вт, и для обеспечения необходимой мощности космических лучей достаточно лишь нескольких процентов энергии вспышки сверхновой.
При этом, однако, остаётся вопрос о формировании наблюдаемого спектра галактических космических лучей. Проблема состоит в том, что макроскопическую энергию намагниченной плазмы (расширяющейся оболочки сверхновой) необходимо передать индивидуальным заряженным частицам, обеспечив при этом такое распределение энергии, которое существенным образом отличается от теплового. Наиболее вероятным механизмом ускорения галактических космических лучей до энергии порядка 10 15 эВ (а возможно, и выше) представляется следующий. Движение сброшенной при взрыве оболочки порождает в окружающей межзвёздной среде ударную волну (рис. 6). Диффузионное распространение заряженных частиц, захваченных в процесс ускорения, позволяет им многократно пересекать фронт ударной волны (Г. Ф. Крымский , 1977). Каждая пара последовательных пересечений увеличивает энергию частицы пропорционально уже достигнутой энергии (механизм, предложенный Э. Ферми , 1949), что и приводит к ускорению частиц. С увеличением числа пересечений фронта ударной волны растёт и вероятность покинуть область ускорения, так что по мере роста энергии количество частиц падает примерно по степенному закону, причём ускорение оказывается весьма эффективным, а спектр ускоренных частиц – весьма жёстким: µE –2 .
При некоторых модельных допущениях предложенная схема даёт величину максимальной энергии E макс ~ 10 17 Z эВ, где Z – заряд ускоренного ядра. Расчётный спектр космических лучей вплоть до максимально достижимой энергии получается весьма жёстким (µЕ –2). Чтобы компенсировать различие между теоретическим (–2) и экспериментальным (–2,7) показателями спектра, требуется значительное смягчение спектра в процессе распространения космических лучей. Такое смягчение может быть достигнуто за счёт энергетической зависимости коэффициента диффузии частиц при их движении от источников к Земле.
Среди других механизмов ускорения обсуждается, в частности, ускорение на стоячей ударной волне при вращении нейтронной звезды с мощным магнитным полем (~10 12 Гс). Максимальная энергия частиц при этом может достигать (10 17 –10 18)Z эВ, а время эффективного ускорения – 10 лет. Ускорение частиц возможно также в ударных волнах, образующихся при столкновении галактик. Такое событие может осуществляться с частотой примерно 1 раз в 5·10 8 лет; максимально достижимая при этом энергия оценивается как 3·10 19 Z эВ. К аналогичной оценке приводит и процесс ускорения ударными волнами в струях, генерируемых активными ядрами галактик. Примерно такие же оценки дают модели, связанные с рассмотрением ускорения ударными волнами, вызванными аккрецией вещества в галактических скоплениях. Наибольшие оценки (до энергий порядка 10 21 эВ) можно получить в рамках модели космологического происхождения гамма-всплесков. Обсуждаются также экзотические сценарии, в которых обычного ускорения частиц не требуется вовсе. В подобных сценариях космические лучи возникают в результате распадов или аннигиляции т. н. топологических дефектов (космические струны, монополи и т. д.), возникших в первые мгновения расширения Вселенной.
Проблемы и перспективы
Изучение космических лучей даёт ценные сведения об электромагнитных полях в различных областях космического пространства. Информация, «записанная» и «переносимая» частицами космических лучей на их пути к Земле, расшифровывается при исследовании вариаций космических лучей – пространственно-временных изменений потока космических лучей под влиянием динамических, электромагнитных и плазменных процессов в межзвёздном пространстве, внутри гелиосферы (в потоке солнечного ветра ) и в окрестности Земли (в земной магнитосфере и атмосфере).
С другой стороны, в качестве естественного источника частиц высокой энергии космические лучи играют незаменимую роль при изучении строения вещества и взаимодействий между элементарными частицами. Энергии отдельных частиц космических лучей столь велики, что они ещё долго будут оставаться вне конкуренции по сравнению с частицами, ускоренными самыми мощными лабораторными ускорителями. Так, максимальная энергия частиц (протонов), полученных в большинстве современных наземных ускорителей, в основном не превышает 10 12 эВ. Лишь 3.6.2015 в ЦЕРНе на Большом адронном коллайдере впервые удалось ускорить протоны до энергий 1,3∙10 13 эВ (при проектной максимальной энергии 1,4∙10 13 эВ).
Наблюдения в различных космических масштабах (Галактика, Солнце, магнитосфера Земли и т. д.) показывают, что ускорение частиц происходит в космической плазме всюду, где имеются достаточно интенсивные неоднородные движения и магнитные поля. Однако в большом количестве и до очень высоких энергий частицы могут ускоряться только там, где плазме сообщается очень большая кинетическая энергия. Это как раз и происходит в таких грандиозных космических процессах, как вспышки сверхновых звёзд, активность радиогалактик и квазаров.
В понимании подобных процессов за последние десятилетия был достигнут значительный прогресс, однако остаётся и много вопросов. По-прежнему особенно острая ситуация в области высоких и экстремально высоких энергий, где качество информации (статистика данных) всё ещё не позволяет сделать однозначные выводы об источниках космических лучей и механизмах их ускорения. Можно надеяться, что эксперименты на Большом адронном коллайдере позволят получить информацию относительно адронных взаимодействий вплоть до энергии ~10 17 эВ и значительно сузить существующую ныне неопределённость, возникающую при экстраполяции феноменологических моделей адронных взаимодействий в область сверхвысоких энергий. Установки по изучению широких атмосферных ливней следующего поколения должны обеспечить прецизионные исследования энергетического спектра и состава космических лучей в области энергий 10 17 –10 19 эВ, где, по-видимому, происходит переход от галактических космических лучей к космическим лучам экстрагалактического происхождения.
Наряду с огромной ролью космических лучей в астрофизических процессах, важно их значение для изучения далёкого прошлого Земли (изменений климата, эволюции биосферы и т. д.), а также для решения некоторых практических задач (например, мониторинг и прогноз космической погоды и обеспечение радиационной безопасности космонавтов).
В нач. 21 в. всё большее внимание привлекает возможная роль космических лучей в атмосферных и климатических процессах. Хотя плотность энергии космических лучей мала по сравнению с огромной энергетикой различных атмосферных процессов, в некоторых из них космические лучи, по-видимому, играют решающую роль. В земной атмосфере на высотах менее 30 км космические лучи служат главным источником образования ионов. От плотности ионов во многом зависят процессы конденсации и образования водяных капель. Так, во время понижений интенсивности галактических космических лучей в области возмущений солнечного ветра в межпланетном пространстве, вызванных солнечными вспышками (т. н. эффект Форбуша), уменьшается облачность и уровень выпадения осадков. После вспышек на Солнце и прихода солнечных космических лучей на Землю величина облачности и уровень осадков увеличиваются. Эти изменения как в первом, так и во втором случае составляют не менее 10%. После вторжения в полярные области Земли больших потоков ускоренных частиц от Солнца наблюдается изменение температуры в верхних слоях атмосферы. Космические лучи активно участвуют также в образовании грозового электричества. В нач. 21 в. усиленно изучается влияние космических лучей на концентрацию озона и на другие процессы в атмосфере.
Все перечисленные эффекты детально исследуются в рамках более общей проблемы солнечно-земных связей . Особый интерес представляет разработка механизмов этих связей. В частности, это относится к триггерному механизму, при котором энергетически слабое первичное воздействие на неустойчивую систему приводит к многократному усилению вторичных эффектов, например к развитию мощного циклона.
Физику космических лучей принято считать частью физики высоких энергий и физики элементарных частиц .
Физика космических лучей изучает:
- процессы, приводящие к возникновению и ускорению космических лучей;
- частицы космических лучей, их природу и свойства;
- явления, вызванные частицами космических лучей в космическом пространстве, атмосфере Земли и планет.
Изучение потоков высокоэнергетичных заряженных и нейтральных космических частиц, попадающих на границу атмосферы Земли, является важнейшими экспериментальными задачами.
Классификация по происхождению космических лучей:
- вне нашей Галактики;
- в Галактике;
- на Солнце;
- в межпланетном пространстве.
Первичными принято называть внегалактические, галактические и солнечные космические лучи.
Вторичными космическими лучами принято называть потоки частиц, возникающих под действием первичных космических лучей в атмосфере Земли и регистрирующихся на поверхности Земли.
Космические лучи являются составляющей естественной радиации (фоновой радиации) на поверхности Земли и в атмосфере.
До развития ускорительной техники космические лучи служили единственным источником элементарных частиц высокой энергии. Так, позитрон и мюон были впервые найдены в космических лучах.
Энергетический спектр космических лучей на 43 % состоит из энергии протонов , ещё на 23 % - из энергии ядер гелия (альфа-частиц) и на 34 % из энергии, переносимой остальными частицами [ ] .
По количеству частиц космические лучи на 92 % состоят из протонов, на 6 % - из ядер гелия, около 1 % составляют более тяжёлые элементы, и около 1 % приходится на электроны . При изучении источников космических лучей вне Солнечной системы протонно-ядерная компонента в основном обнаруживается по создаваемому ею потоку гамма-лучей орбитальными гамма-телескопами, а электронная компонента - по порождаемому ею синхротронному излучению , которое приходится на радиодиапазон (в частности, на метровые волны - при излучении в магнитном поле межзвёздной среды), а при сильных магнитных полях в районе источника космических лучей - и на более высокочастотные диапазоны. Поэтому электронная компонента может обнаруживаться и наземными астрономическими инструментами .
Традиционно частицы, наблюдаемые в КЛ, делят на следующие группы: p (Z = 1) , {\displaystyle (Z=1),} α (Z = 2) , {\displaystyle (Z=2),} L (Z = 3...5) , {\displaystyle (Z=3...5),} M (Z = 6...9) , {\displaystyle (Z=6...9),} H (Z ⩾ 10) , {\displaystyle (Z\geqslant 10),} VH (Z ⩾ 20) {\displaystyle (Z\geqslant 20)} (соответственно, протоны, альфа-частицы, лёгкие, средние, тяжёлые и сверхтяжёлые). Особенностью химического состава первичного космического излучения является аномально высокое (в несколько тысяч раз) содержание ядер группы L (литий , бериллий , бор) по сравнению с составом звёзд и межзвёздного газа . Данное явление объясняется тем, что механизм генерации космических частиц в первую очередь ускоряет тяжёлые ядра, которые при взаимодействии с протонами межзвёздной среды распадаются на более лёгкие ядра . Данное предположение подтверждается тем, что КЛ обладают очень высокой степенью изотропии .
История физики космических лучей
Впервые указание на возможность существования ионизирующего излучения внеземного происхождения было получено в начале XX века в опытах по изучению проводимости газов. Обнаруженный спонтанный электрический ток в газе не удавалось объяснить ионизацией, возникающей от естественной радиоактивности Земли. Наблюдаемое излучение оказалось настолько проникающим, что в ионизационных камерах, экранированных толстыми слоями свинца, всё равно наблюдался остаточный ток. В 1911-1912 годах был проведён ряд экспериментов с ионизационными камерами на воздушных шарах. Гесс обнаружил, что излучение растёт с высотой, в то время как ионизация, вызванная радиоактивностью Земли, должна была бы падать с высотой. В опытах Кольхерстера было доказано, что это излучение направлено сверху вниз.
В 1921-1925 годах американский физик Милликен , изучая поглощение космического излучения в атмосфере Земли в зависимости от высоты наблюдения, обнаружил, что в свинце это излучение поглощается так же, как и гамма-излучение ядер. Милликен первым и назвал это излучение космическими лучами.
В 1925 году советские физики Л. А. Тувим и Л. В. Мысовский провели измерение поглощения космического излучения в воде: оказалось, что это излучение поглощалось в десять раз слабее, чем гамма-излучение ядер. Мысовский и Тувим обнаружили также, что интенсивность излучения зависит от барометрического давления - открыли «барометрический эффект». Опыты Д. В. Скобельцына с камерой Вильсона, помещённой в постоянное магнитное поле, дали возможность «увидеть», за счёт ионизации, следы (треки) космических частиц. Д. В. Скобельцын открыл ливни космических частиц.
Эксперименты в космических лучах позволили сделать ряд принципиальных для физики микромира открытий.
Космические лучи ультравысоких энергий
Энергия некоторых частиц (например, частицы «Oh-My-God») превышает предел ГЗК (Грайзена - Зацепина - Кузьмина) - теоретический предел энергии для космических лучей 5⋅10 19 эВ , вызванный их взаимодействием с фотонами реликтового излучения . Несколько десятков таких частиц за год было зарегистрировано обсерваторией AGASA (англ.) русск. . Эти наблюдения ещё не имеют достаточно обоснованного научного объяснения.
Регистрация космических лучей
Долгое время после открытия космических лучей, методы их регистрации не отличались от методов регистрации частиц в ускорителях, чаще всего - газоразрядные счётчики или ядерные фотографические эмульсии , поднимаемые в стратосферу или в космическое пространство. Но данный метод не позволяет вести систематические наблюдения частиц с высокой энергией, так как они появляются достаточно редко, а пространство, в котором такой счётчик может вести наблюдения, ограничено его размерами.
Современные обсерватории работают на других принципах. Когда высокоэнергетичная частица входит в атмосферу, она, взаимодействуя с атомами воздуха на первых 100 г/см² , рождает целый шквал частиц, в основном пионов и мюонов , которые, в свою очередь, рождают другие частицы, и так далее. Образуется конус из частиц, который называют ливнем. Такие частицы двигаются со скоростью, превышающей скорость света в воздухе, благодаря чему возникает черенковское свечение , регистрируемое телескопами. Такая методика позволяет следить за областями неба площадью в сотни квадратных километров.
Значение для космических полётов
Визуальный феномен космических лучей (англ. )
Космонавты МКС , когда закрывают глаза, не чаще, чем раз в 3 минуты, видят вспышки света , возможно, это явление связано с воздействием частиц высоких энергий, попадающих в сетчатку глаза. Однако экспериментально это не подтверждено, возможно, что этот эффект имеет под собой исключительно психологические основы.
Радиация
Длительное воздействие космической радиации способно очень негативно отразиться на здоровье человека. Для дальнейшей экспансии человечества к иным планетам Солнечной системы следует разработать надёжную защиту от подобных опасностей - учёные из России и США уже ищут способы решения этой проблемы.
