Mis on kosmilised kiired. Kosmiline kiirgus (kosmiline kiirgus)

Vikipeediast, vabast entsüklopeediast

Kosmilised kiired - elementaarosakesed ja kosmoses suure energiaga liikuvad aatomituumad.

Põhiandmed

Kosmiliste kiirte füüsika peetakse osaks kõrge energiaga füüsika Ja osakeste füüsika.

Kosmiliste kiirte füüsika uuringud:

• protsessid, mis viivad kosmiliste kiirte tekke ja kiirenemiseni;
• kosmiliste kiirte osakesed, nende olemus ja omadused;
• kosmiliste kiirte osakeste põhjustatud nähtused avakosmoses, Maa atmosfääris ja planeetidel.

Maa atmosfääri piirile langevate suure energiaga laetud ja neutraalsete kosmiliste osakeste voogude uurimine on kõige olulisem eksperimentaalne probleem.

Klassifikatsioon kosmiliste kiirte päritolu järgi:

• väljaspool meie galaktikat
• galaktikas
• päikese käes
• planeetidevahelises ruumis

Esmane nimetatakse ekstragalaktilisteks ja galaktilisteks kiirteks. Sekundaarne Osakeste voogusid on tavaks nimetada Maa atmosfääris mööduvateks ja muunduvateks.

Kosmilised kiired on loodusliku kiirguse (taustkiirguse) koostisosa Maa pinnal ja atmosfääris.

Enne kiirenditehnoloogia väljatöötamist olid kosmilised kiired ainsaks suure energiaga elementaarosakeste allikaks. Seega leiti positron ja müüon esmakordselt kosmilistes kiirtes.

Kosmiliste kiirte energiaspekter koosneb 43% prootonite energiast, veel 23% heeliumi (alfaosakeste) energiast ja 34% ülejäänud osakeste poolt kantavast energiast.

Osakeste arvu järgi on kosmilistest kiirtest 92% prootoneid, 6% heeliumi tuumasid, umbes 1% raskemaid elemente ja umbes 1% elektrone. Päikesesüsteemi väliste kosmiliste kiirte allikate uurimisel tuvastatakse prooton-tuumakomponent peamiselt gammakiirguse voo abil, mille see tekitab gammakiirteleskoopide ümber tiirlemisel, ja elektronkomponenti tuvastatakse selle tekitatud sünkrotronkiirgusega, mis langeb raadiosagedusalas (eriti meeterlainetel - kiirgusel tähtedevahelise keskkonna magnetväljas) ja tugevates magnetväljades kosmiliste kiirte allika piirkonnas - ja kõrgematele sagedusvahemikele. Seetõttu saab elektroonilist komponenti tuvastada ka maapealsete astronoomiliste instrumentidega.

Traditsiooniliselt jagatakse CR-is vaadeldavad osakesed järgmised rühmad: $p\; (Z\; =\; 1),\; \backslash alfa\; (Z\; =\; 2),\; L\; (Z\; =\; 3-5),\; M\; (Z\; =\; 6-9),\; H\; (Z\; \backslash geqslant\; 10),\; VH\; (Z\; =\; geqslant\; 20)$(vastavalt prootonid, alfaosakesed, kerged, keskmised, rasked ja ülirasked). tunnusjoon keemiline koostis primaarne kosmiline kiirgus on anomaalselt kõrge (mitu tuhat korda) L-rühma tuumade (liitium, berüllium, boor) sisaldus võrreldes tähtede ja tähtedevahelise gaasi koostisega. Seda nähtust seletatakse asjaoluga, et kosmiliste osakeste tekkemehhanism kiirendab eeskätt raskeid tuumasid, mis tähtedevahelise keskkonna prootonitega suheldes lagunevad kergemateks tuumadeks. Seda oletust kinnitab tõsiasi, et CR-idel on väga kõrge isotroopsusaste.

Kosmilise kiirguse füüsika ajalugu

Esimest korda saadi viide maavälise päritoluga ioniseeriva kiirguse olemasolule 20. sajandi alguses gaaside juhtivuse uurimise katsetes. Täheldatud spontaanset elektrivoolu gaasis ei saa seletada Maa looduslikust radioaktiivsusest tuleneva ionisatsiooniga. Vaadeldud kiirgus osutus nii läbitungivaks, et paksude pliikihtidega varjestatud ionisatsioonikambrites täheldati siiski jääkvoolu. Aastatel 1911–1912 viidi õhupallide ionisatsioonikambritega läbi mitmeid katseid. Hess leidis, et kiirgus suureneb koos kõrgusega, samas kui Maa radioaktiivsusest tingitud ionisatsioon peaks koos kõrgusega langema. Kolchersteri katsetes tõestati, et see kiirgus on suunatud ülalt alla.

Aastatel 1921-1925 leidis Ameerika füüsik Millikan, uurides kosmilise kiirguse neeldumist Maa atmosfääris sõltuvalt vaatluskõrgusest, et pliis neeldub see kiirgus samamoodi nagu tuumade gammakiirgus. Millikan nimetas seda kiirgust esimesena kosmilisteks kiirteks. 1925. aastal mõõtsid Nõukogude füüsikud L. A. Tuvim ja L. V. Mysovsky kosmilise kiirguse neeldumist vees: selgus, et see kiirgus neeldus kümme korda nõrgemalt kui tuumade gammakiirgus. Samuti avastasid Mysovsky ja Tuwim, et kiirguse intensiivsus sõltub õhurõhust – nad avastasid "baromeetrilise efekti". D. V. Skobeltsyni katsed pidevasse magnetvälja asetatud pilvekambriga võimaldasid ionisatsiooni tõttu kosmiliste osakeste jälgi (jälgi) näha. DV Skobeltsyn avastas kosmiliste osakeste sadu. Kosmiliste kiirtega tehtud katsed võimaldasid teha mitmeid põhimõttelisi avastusi mikromaailma füüsika jaoks.

päikese kosmilised kiired

Päikese kosmilised kiired (SCR) on energeetiliselt laetud osakesed – elektronid, prootonid ja tuumad –, mille Päike süstib planeetidevahelisse ruumi. SCR-i energia ulatub mitmest keV-st kuni mitme GeV-ni. Selle vahemiku alumises osas piirnevad SCR-id kiirete päikesetuulevoogude prootonitega. SCR-osakesed ilmuvad päikesekiirte tõttu.

Ülikõrge energiaga kosmilised kiired

Mõnede osakeste energia ületab GZK piiri (Greisen – Zatsepin – Kuzmin) – kosmiliste kiirte teoreetilise energiapiiri 5·10 19 eV, mis on põhjustatud nende vastasmõjust kosmilise mikrolaine taustkiirguse footonitega. AGASA vaatluskeskus registreeris aastas mitukümmend sellist osakest. (Inglise)vene keel. Neil tähelepanekutel ei ole veel piisavalt põhjendatud teaduslikku seletust.

Kosmiliste kiirte registreerimine

Pikka aega pärast kosmiliste kiirte avastamist ei erinenud nende registreerimismeetodid osakeste registreerimismeetoditest kiirendites, enamasti - gaaslahendusloendurites või stratosfääri või avakosmosesse tõstetud tuumafotoemulsioonides. Kuid see meetod ei võimalda suure energiaga osakeste süstemaatilist vaatlust, kuna need ilmuvad üsna harva, ja ruumi, kus selline loendur saab vaatlusi teha, piirab selle suurus.

Kaasaegsed vaatluskeskused töötavad muudel põhimõtetel. Kui suure energiaga osake atmosfääri satub, interakteerub see esimese 100 g/cm² ulatuses õhuaatomitega ja tekitab osakeste, peamiselt pioonide ja müüonide saju, mis omakorda tekitavad teisi osakesi jne. Moodustub osakestest koonus, mida nimetatakse dušiks. Sellised osakesed liiguvad kiirusega, mis ületab valguse kiirust õhus, mille tõttu on teleskoobid salvestatud Tšerenkovi kuma. See tehnika võimaldab teil jälgida sadade ruutkilomeetrite pindalaga taevapiirkondi.

Tähtsus kosmosereiside jaoks

ISS-i astronaudid, kui nad silmad sulgevad, näevad valgussähvatusi mitte rohkem kui üks kord iga 3 minuti järel, võib-olla on see nähtus seotud silma võrkkesta sisenevate suure energiaga osakeste mõjuga. Seda pole aga eksperimentaalselt kinnitatud, võimalik, et sellel mõjul on eranditult psühholoogiline alus.

Pikaajalisel kokkupuutel kosmilise kiirgusega võib olla inimeste tervisele väga negatiivne mõju. Inimkonna edasiseks laienemiseks teistele päikesesüsteemi planeetidele on vaja välja töötada usaldusväärne kaitse selliste ohtude vastu - Venemaa ja USA teadlased otsivad juba võimalusi selle probleemi lahendamiseks.

Vaata ka

• Observatoorium Pierre Auger ( Inglise)

Kirjutage ülevaade artiklist "Kosmilised kiired"

Märkmed

1. // Füüsiline entsüklopeedia / Ch. toim. A. M. Prohhorov. - M .: Suur vene entsüklopeedia, 1990. - T. 2. Kvaliteeditegur - Magnetoptika. - S. 471-474. - 703 lk. - ISBN 5852700614.
3. Ginzburg V.L. , Syrovatsky S.I. Praegune seis küsimus kosmiliste kiirte päritolust // UFN . - 1960. - nr 7.- S. 411-469. - ISSN 1996-6652. - URL: ufn.ru/ru/articles/1960/7/b/
4. , Koos. 18.
5. V. L. Ginzburg Kosmilised kiired: 75 aastat uurimistööd ja tulevikuväljavaated // Maa ja universum. - M .: Nauka, 1988. - nr 3. - lk 3-9.
7. , Koos. 236.

Kirjandus

• S. V. Murzin. Sissejuhatus kosmiliste kiirte füüsikasse. Moskva: Atomizdat, 1979.
• Kosmose mudel - M.: Moskva Riikliku Ülikooli kirjastus, 3 köites.
• A. D. Filonenko(vene) // UFN . - 2012. - T. 182. - S. 793-827.
• Dorman L.I. Eksperimentaalne ja teoreetiline alus kosmiliste kiirte astrofüüsika. - M .: Nauka, 1975. - 464 lk.
• toim. Shirkov D.V. Mikrokosmose füüsika. -M.: Nõukogude entsüklopeedia, 1980. - 528 lk.

Lingid

Komponendid udukogud Tähtede tekkimise piirkonnad Ringtähelised moodustised Kiirgus

Kosmilisi kiiri iseloomustav väljavõte

Sel ajal läks Petya, kellele keegi tähelepanu ei pööranud, isa juurde ja ütles üleni punasena, murduval häälel, nüüd kare, nüüd kõhn:
"Noh, nüüd, isa, ma ütlen otsustavalt - ja ema ka, nagu soovite, - ma ütlen otsustavalt, et sa lased mind sisse sõjaväeteenistus sest ma ei saa... see on kõik...
Krahvinna tõstis hirmunult silmad taeva poole, lõi käed kokku ja pöördus vihaselt oma mehe poole.
- See on kokkulepe! - ta ütles.
Kuid krahv toibus erutusest samal hetkel.
"Noh, noh," ütles ta. "Siin on veel üks sõdalane!" Jäta jama: sa pead õppima.
„See pole jama, isa. Obolenski Fedja on minust noorem ja käib ka, ja mis kõige tähtsam, nagunii ei saa ma praegu midagi õppida, kui ... - Petja peatus, punastas higiseks ja ütles sama: - kui isamaa on ohus.
- Täielik, täis, jama ...
"Aga sa ise ütlesid, et me ohverdame kõik.
"Petya, ma ütlen sulle, ole vait," hüüdis krahv ja vaatas tagasi oma naisele, kes kahvatuks muutudes vaatas kinnisilmi oma nooremat poega.
- Ma ütlen sulle. Nii et Pjotr ​​Kirillovitš ütleb ...
- Ma ütlen teile - see on jama, piim pole veel ära kuivanud, aga ta tahab sõjaväes teenida! Noh, noh, ma ütlen teile, - ja krahv, võttes paberid kaasa, ilmselt selleks, et neid enne puhkamist töötoas uuesti lugeda, lahkus toast.
- Pjotr ​​Kirillovitš, lähme suitsetama ...
Pierre oli segaduses ja otsustusvõimetu. Nataša ebaharilikult säravad ja elavad silmad lakkamatult, rohkem kui hellalt tema poole suunatud, viisid ta sellesse seisundisse.
- Ei, ma arvan, et lähen koju...
- Nagu kodus, aga sa tahtsid meiega õhtut veeta... Ja siis hakkasid nad harva külla. Ja see on minu ... - ütles krahv heasüdamlikult, osutades Natašale, - teiega on ainult lõbus ...
"Jah, ma unustasin ... ma pean kindlasti koju minema ... Asjad ..." ütles Pierre kiirustades.
"Hüvasti," ütles krahv toast täielikult lahkudes.
- Miks sa lahkud? Miks sa oled endast väljas? Miks? .. - küsis Nataša Pierre'ilt, vaadates talle trotslikult silma.
"Sest ma armastan sind! ta tahtis öelda, kuid ta ei öelnud seda, punastas pisarateni ja langetas silmad.
"Sest parem, kui ma külastan teid harvemini ... Sest ... ei, mul on lihtsalt asju ajada."
- Millest? ei, ütle mulle, - alustas Nataša otsustavalt ja jäi äkki vait. Mõlemad vaatasid üksteisele hirmu ja piinlikkusega otsa. Ta püüdis naeratada, kuid ei suutnud: tema naeratus väljendas kannatusi ning ta suudles vaikselt naise kätt ja läks välja.
Pierre otsustas mitte enam endaga Rostoveid külastada.

Pärast otsustava keeldumise saamist läks Petya oma tuppa ja seal, olles kõigist eemale, nuttis kibedasti. Kõik tegid nii, nagu poleks midagi märganud, kui ta teele tuli vaikselt ja sünge, pisarsilmi.
Järgmisel päeval saabus keiser. Mitmed Rostovide sulased palusid minna tsaari juurde. Sel hommikul veetis Petya pikka aega riides, kammis juukseid ja sättis kraed nagu suured. Ta kortsutas peegli ees kulmu, tegi žeste, kehitas õlgu ja lõpuks pani kellelegi ütlemata mütsi pähe ja lahkus majast tagaverandalt, püüdes mitte märgata. Petja otsustas minna otse sinna, kus suverään oli, ja seletada otse mõnele kammerhärrale (Petjale tundus, et suverään on alati ümbritsetud kammerhärradega), et tema, krahv Rostov, tahab oma noorusest hoolimata teenida isamaad, et noorus ei saa olla takistuseks pühendumisele ja sellele, et ta on valmis ... Petya valmistas valmistumise ajal palju ilusaid sõnu, mida ta ütles kojahärrale.
Petya lootis oma suveräänile ettekande õnnestumisele just seetõttu, et ta oli laps (Petya arvas isegi, kui üllatunud kõik tema nooruse üle oleks), ning samal ajal ka krae paigutuse, soengu ja soengu osas. rahulik, aeglane kõnnak, tahtis ta end vana mehena esitleda. Kuid mida kaugemale ta läks, seda enam ta meelt lahutas Kremli saabuvate ja saabuvate inimestega, seda enam unustas ta jälgida täiskasvanutele omast taset ja aeglust. Kremlile lähenedes hakkas ta juba hoolitsema, et teda ei tõugataks, ja seadis resoluutselt, ähvardava pilguga küünarnukid külgedele. Kuid Trinity Gates'i juures surusid inimesed, kes ilmselt ei teadnud, mis patriootlikul eesmärgil Kremlisse läheb, ta vastu seina, nii et ta pidi alistuma ja peatuma, samal ajal kui väravas kostis kogu tema sihikindlus. kaardub möödasõitvate vankrite hääl. Petya lähedal seisis naine jalamehe, kahe kaupmehe ja pensionil sõduriga. Olles mõnda aega väravas seisnud, tahtis Petja, ootamata, et kõik vankrid mööduksid, enne teisi edasi liikuda ja asus otsustavalt küünarnukkidega tööle; aga tema vastas seisev naine, kellele ta esimesena oma küünarnukid suunas, hüüdis talle vihaselt:
- Mis, barchuk, surub, näete - kõik seisavad. Milleks siis ronida!
"Nii ronivad kõik," ütles jalamees ja, samuti küünarnukkidega tööd alustades, surus Petya haisvasse väravanurka.
Petya pühkis kätega higi, mis ta nägu kattis, ja ajas sirgeks higist läbimärjad kraed, mida ta korraldas nagu ka suuri kodus.
Petya tundis, et tal on esitlematu välimus, ja kartis, et kui ta end niiviisi kammerhärradele esitleb, ei lubata tal suverääni kohtuda. Aga toibuda ja teise kohta minna ei saanud kuidagi pinge tõttu. Üks mööduvatest kindralitest oli Rostovite tuttav. Petya tahtis temalt abi paluda, kuid leidis, et see oleks vastuolus julgusega. Kui kõik vankrid olid mööda sõitnud, voolas rahvas sisse ja viis Petya väljakule, kus kõik inimesed olid hõivatud. Mitte ainult piirkonnas, vaid nõlvadel, katustel oli inimesi igal pool. Niipea kui Petja platsile sattus, kuulis ta selgelt kellade helinat ja rõõmsat rahvakõnet, mis täitsid kogu Kremli.
Omal ajal oli platsil avaram, aga järsku avanesid kõik pead, kõik tormas kuhugi ette. Petya pigistati nii, et ta ei saanud hingata, ja kõik karjusid: “Hurraa! hurraa! hurraa!Petya seisis kikivarvul, tõukas, näpistas, kuid ei näinud midagi peale inimeste enda ümber.
Kõigil nägudel oli üks ühine õrnuse ja rõõmu väljendus. Ühe kaupmehe naine, kes seisis Petya lähedal, nuttis ja tema silmist voolasid pisarad.
- Isa, ingel, isa! ütles ta sõrmega pisaraid pühkides.
- Hurraa! hüüti igalt poolt. Minuti seisis rahvas ühel kohal; kuid siis tormas ta jälle edasi.
Petya, enda kõrval, surus hambad ristis ja pööritas jõhkralt silmi, tormas küünarnukkidega tööd tehes ja "Hurraa!" karjudes ettepoole, nagu oleks ta valmis sel hetkel ennast ja kõiki tapma, kuid sealt ronisid täpselt samad jõhkrad näod. tema küljed samade hüüdega "Hurraa!".
„See on see, mis suverään on! mõtles Petya. – Ei, ma ei saa ise tema poole pöörduda, see on liiga julge! kuid sel hetkel koperdas rahvas tagasi (eest lükkasid politseinikud rongkäigule liiga lähedale edenenud; suverään läks lossist Taevaminemise katedraali) ja Petya sai ootamatult sellise löögi ribidele aastal. küljele ja oli nii muserdatud, et ühtäkki muutus tema silmis kõik hämaraks ja ta kaotas teadvuse. Kui ta pähe jõudis, hoidis teda ühe käega kaenla all mingi vaimulik, selja taga hallide juustega tutt, räbalas sinises sutanas, arvatavasti sekston.
- Barchonka purustatud! - ütles diakon. - Noh, nii! .. lihtsam ... purustatud, purustatud!
Suverään läks taevaminemise katedraali. Rahvas tasandus taas ja diakon viis kahvatu ja hingeldava Petja tsaarikahuri juurde. Mitmed inimesed haletsesid Petya peale ja järsku pöördus kogu rahvas tema poole ning tema ümber oli juba torm. Need, kes seisid lähemal, teenisid teda, nööpisid lahti tema jope, istusid kahurid karikadel ja tegid kellelegi etteheiteid – neid, kes ta purustasid.
- Nii võid end surnuks muserdada. Mis see on! Mõrv teha! Vaata, mu süda, see on muutunud valgeks nagu laudlina, - ütlesid hääled.
Petya tuli peagi mõistusele, tema näole tuli värv tagasi, valu kadus ja selle ajutise ebamugavuse eest sai ta kahurile koha, millega ta lootis näha suverääni, kes pidi tagasi minema. Petya ei mõelnud enam avalduse esitamisele. Kui ta vaid näeks teda - ja siis ta peaks end õnnelikuks!
Jumalateenistuse ajal Taevaminemise katedraalis - ühine palveteenistus suverääni saabumise puhul tänupalve rahu sõlmimiseks türklastega - rahvahulk laiali; Petyale eriti kiindunud kalja, piparkookide, mooniseemnete müüjad ilmusid karjuma ja kostis tavalisi vestlusi. Ühe kaupmehe naine näitas oma rebenenud rätikut ja teatas, kui kallilt see ostetud on; teine ​​ütles, et tänapäeval on kõik siidkangad kalliks läinud. Sekston, Petya päästja, rääkis ametnikuga, kes ja kes täna koos piiskopiga teenib. Sekston kordas mitu korda sõna soborne, millest Petya aru ei saanud. Kaks noort kaupmeest tegid pähkleid närivate õuetüdrukutega nalja. Kõik need vestlused, eriti naljad tüdrukutega, mis tema vanuses Petya jaoks eriliselt köitsid, kõik need vestlused nüüd Petjat ei huvitanud; istusid tema kahurilaual, olles endiselt ärevil mõttest suveräänist ja tema armastusest tema vastu. Valu- ja hirmutunde kokkulangemine, kui teda pigistati, rõõmutundega tugevdas temas veelgi teadvust selle hetke tähtsusest.
Järsku kostis vallilt kahuripauke (need tulistati türklastega sõlmitud rahu mälestuseks) ja rahvas tormas kiiresti valli - vaatama, kuidas nad tulistavad. Petya tahtis ka sinna joosta, kuid diakon, kes barchoni enda kaitse alla võttis, ei lasknud teda lahti. Veel käisid lasud, kui Taevaminemise katedraalist jooksid välja ohvitserid, kindralid, kammerhärrad, siis tulid teised aeglasemalt välja, müts võeti jälle peast ja need, kes olid põgenenud relvi vaatama, jooksid tagasi. Lõpuks tuli toomkiriku ustest välja veel neli mundris ja lintidega meest. "Hurraa! Hurraa! hüüdis rahvas uuesti.
- Millise? Milline? Petya küsis tema ümber nutva häälega, kuid keegi ei vastanud talle; kõik olid liiga meelitatud ja Petya, valides ühe neist neljast näost, keda ta rõõmust pisarate tõttu selgelt ei näinud, keskendus kogu oma rõõmu talle, kuigi see polnud suverään, karjus. “Hurraa! meeletu häälega ja otsustas, et homme on ta sõjaväelane, ükskõik, mis see talle ka ei maksaks.
Rahvas jooksis suveräänile järele, saatis ta paleesse ja hakkas laiali minema. Oli juba hilja ja Petja polnud midagi söönud ja higi voolas temast alla; kuid ta ei läinud koju ja koos väiksema, kuid siiski üsna suure rahvahulgaga seisis keisri õhtusöögi ajal palee ees, vaatas palee akendesse, ootas midagi muud ja kadestas kõrgeid isikuid, kes kohale sõitsid. veranda - keisri õhtusöögiks ja kambrite lakeed, kes teenisid laua taga ja vilkusid läbi akende.
Õhtusöögi ajal ütles suveräänne Valuev aknast välja vaadates:
„Rahvas loodab ikka veel teie Majesteeti näha.
Õhtusöök oli juba lõppenud, keiser tõusis ja küpsise lõpetades läks rõdule. Rahvas, Petya keskel, tormas rõdule.
"Ingel, isa!" Hurraa, isa! .. - hüüdsid inimesed ja Petya ning jälle nutsid naised ja mõned nõrgemad mehed, sealhulgas Petya, õnnest. Üsna suur biskviiditükk, mida suverään käes hoidis, murdus ja kukkus rõdu piirdele, reelingult maapinnale. Mantlis kutsar, kes seisis kõige lähemal, tormas selle küpsisetüki juurde ja haaras selle kinni. Osa rahvast tormas kutsarile. Seda märgates käskis suverään talle serveerida taldriku küpsiseid ja hakkas rõdult küpsiseid loopima. Petya silmad olid verd täis, muserdamise oht erutas teda veelgi, ta heitis küpsistele. Ta ei teadnud, miks, kuid ta pidi kuninga käest ühe küpsise ära võtma ja ta ei pidanud alla andma. Ta tormas ja ajas maha vanaproua, kes püüdis küpsist. Aga vana naine ei pidanud end lüüasaamiseks, kuigi lamas maas (vana naine püüdis küpsiseid ega löönud kätega). Petja lõi põlvega käe ära, haaras biskviidist ja justkui kartes hilineda, hüüdis käheda häälega uuesti "Hurraa!".
Suverään lahkus ja pärast seda hakkas enamik inimesi laiali minema.
"Nii ma ütlesin, et peame veel ootama - ja see juhtus," rääkisid inimesed erinevatest külgedest rõõmsalt.
Petya nii õnnelik kui ka oli, oli tal ikkagi kurb koju minna ja teada, et kogu selle päeva nautimine on möödas. Kremlist ei läinud Petja koju, vaid oma seltsimees Obolenski juurde, kes oli viisteist aastat vana ja kes samuti rügementi astus. Koju naastes teatas ta resoluutselt ja kindlalt, et kui nad sisse ei lase, jookseb ta minema. Ja järgmisel päeval, ehkki mitte veel täielikult alistunud, läks krahv Ilja Andreich uurima, kuidas Petya turvalisemasse kohta panna.

15. hommikul, kolmandal päeval pärast seda, seisis Sloboda palee juures lugematu arv vankreid.
Saalid olid täis. Esimeses olid mundris aadlikud, teises medalitega, habeme ja siniste kaftanitega kaupmehed. Aadlikogu saalis oli sumin ja liikumine. Ühe suure laua taga suverääni portree all istusid kõrgete seljatoega toolidel tähtsamad aadlikud; kuid enamik aadlikke kõndis saalis ringi.
Kõik aadlikud, samad, keda Pierre nägi iga päev kas klubis või oma majades, olid kõik vormirõivastes, mõned Katariina, mõned Pavlovi omades, mõned uue Aleksandri omas, mõned üldises aadlikus ja see üldine tegelane. vormiriietus andis neile vanadele ja noortele, kõige erinevamatele ja tuttavatele nägudele midagi kummalist ja fantastilist. Eriti torkasid silma vanad inimesed, pimedad, hambutu, kiilaspäised, kollasest rasvast pundunud või kärbunud, kõhnad. Enamasti istusid nad oma kohtadel ja vaikisid ning kui nad kõndisid ja rääkisid, kiindusid nad kellegi noorema külge. Nii nagu rahvahulga nägudel, keda Petya väljakul nägi, oli kõigil neil nägudel silmatorkav vastupidine joon: ühine ootus millegi piduliku ja tavalise kohta, eile - Bostoni pidu, kokk Petruška, laste tervis. Zinaida Dmitrievna jne.
Pierre, kes oli varahommikust saadik ebamugavas ja kitsas õilsas vormis, oli saalis. Ta oli ärevil: mitte ainult aadli, vaid ka kaupmeeste – mõisate, etats generaux’de – erakorraline kogunemine tekitas temas terve rea mõtteid, mis olid kaua hüljatud, kuid mis olid sügavalt tema hinges juurdunud, lepingust. sotsiaalne [ühiskondlik leping] ja Prantsuse revolutsioon. Sõnad, mida ta üleskutses märkas, et suverään saabub pealinna oma rahvaga konverentsile, kinnitasid teda selles ilmes. Ja ta, uskudes, et selles mõttes on lähenemas midagi olulist, midagi, mida ta oli kaua oodanud, kõndis, vaatas tähelepanelikult, kuulas vestlust, kuid ei leidnud kusagilt nende mõtete väljendust, mis teda valdasid.

Kosmilised kiired on suure energiaga laetud osakeste vood, mis koosnevad prootonitest. Nad tulevad Maale tähtedevahelise ruumi kõikidest suundadest, sealhulgas Päikeselt. Pärast toimumist suureneb voolude intensiivsus järsult.Kosmilised kiired meenutavad väga haruldast gaasi, milles osakesed peaaegu ei interakteeru. Kuid läbi aine lennates põrkuvad nad kokku selle aatomite tuumadega ja tekitavad ebastabiilseid elementaarosakesi (need tuvastatakse nende jälgedega). Maa-lähedast väliskosmost läbivad kahte tüüpi kosmilised kiired: statsionaarsed ja mittestatsionaarsed. Statsionaarsed hõlmavad osakeste vooge alates , mittestatsionaarsed on päikese päritolu kiired.

Iga teine ​​kosmosesügavustest langeb Maale igasuguste osakeste voog. Kosmilised kiired ületavad hiiglaslikke vahemaid, kuid ei kaota oma jõudu. Nad tungivad meie planeedi atmosfääri, ioniseerides selle koostises olevaid gaase. Selle avastuse pioneer oli W. Hess: abiga kuumaõhupall ta suutis kindlaks teha, et gaaside ionisatsioon kõrgusega mitte ei vähene, nagu arvati, vaid suureneb. See näitas, et selle protsessi eest vastutav radioaktiivne aine ei ole meie planeedil.

Liigid

Galaktiline

Primaarsete kosmiliste kiirte, mis on aatomituumad ja elementaarosakesed, energiad on kolossaalsed ja ulatuvad sadadesse GeV-ni. Maa atmosfääri läbides loovad nad uusi osakesi, mida nimetatakse sekundaarseteks kosmilisteks kiirteks. Kosmilised kiired läbivad meie galaktikas tohutuid vahemaid, muutes pidevalt suunda. Neil on peaaegu valguse kiirus ja suunamuutuse põhjus peitub magnetväljas. Kiirtel on galaktikast väga raske lahkuda, kuna selle magnetväli on suletud. See võimaldas kinnitada teooriat, et meie galaktikas eksisteerib magnetväli, arvutada selle tugevus. Arvutuste põhjal selgub, et kosmilised kiired läbivad miljardite aastate jooksul kuni 10 27 cm kaugusi. Osakeste eksisteerimise aja põhjal on võimalik määrata nende allikate võimsust. Sellised allikad on näiteks. Kosmilised kiired on võimelised soojendama haruldasi gaase miljonite kraadideni. Sarnane protsess toimub näiteks Päikese konvektiivses tsoonis. Need gaasid moodustavad tohutu halo, mida nimetatakse galaktiliseks krooniks.

Albedo

Osa kiirtest peegeldub maa atmosfääris, luues sekundaarsed osakesed – albeedo. Albeedoneutronid varustavad kiirgusvööd prootonitega energiaga kuni 10 3 MeV ja elektronidega mitme MeV energiaga.

päikeseenergia

Päikesepõletuste ajal eralduvad laetud osakeste vood. Need kiirenevad valgusti atmosfääri ülemistes kihtides ja omandavad piisavalt kõrged energiad. Nende registreerimine maa pind, kõrgema energiaga galaktikate voogude taustal, toimub kosmilise kiirte voo intensiivsuse järsu suurenemise näol. Suurema osa päikesekiirtest moodustavad prootonid energiaga 10 6 eV ja nende energia ülempiir on 2 . 10 10 eV.

ülikõrge energiaga kiired

Selliste kiirte osakeste energia on suurem kui lubatud teoreetiline energiapiir, milleks on 5 . 10 19 eV. See piir on tingitud nende interaktsioonist primaarse, reliikvia ja kiirguse footonitega. Selgub, et need kosmilised kiired on rändurid Universumi sügavustest. AGASA vaatluskeskus jälgis aasta jooksul mitukümmend ülikõrge energiaga osakeste allikat.

Kosmiliste kiirte registreerimine

Kaasaegsetes vaatluskeskustes toimub kosmiliste kiirte jälgede jälgimine teleskoopide abil. Atmosfääri sisenevad suure energiaga osakesed interakteeruvad õhuaatomitega. Selle tulemusena sünnivad pioonide ja müüonide vood, mis ise moodustavad teisi osakesi. Protsess jätkub, kuni moodustub osakeste koonus, mida nimetatakse dušiks. Selliste osakeste kiirus on suurem kui valgus (õhus), mistõttu nad helendavad. Meetod võimaldab jälgida sadade km2 suurusi taevaalasid.

KOSMILISED KIIRED, suure energiaga laetud osakeste vood, mis tulevad Maale igast küljest avakosmosest ja pommitavad pidevalt selle atmosfääri. Kosmilistes kiirtes domineerivad prootonid, on ka elektrone, heeliumi tuumasid ja raskemaid keemilised elemendid(kuni tuumadeni laenguga Z ≈ 30). Vesiniku ja heeliumi aatomite tuumasid on kosmilistes kiirtes kõige rohkem (vastavalt ≈85 ja ≈10%). Teiste tuumade osakaal on väike (ei ületa ≈5%). Väike osa kosmilistest kiirtest on elektronid ja positronid (alla 1%). Kosmilise kiirguse juhtum piiril maa atmosfäär, hõlmab kõiki stabiilselt laetud osakesi ja tuumasid, mille eluiga on suurusjärgus 106 aastat või rohkem. Sisuliselt võib tõeliselt "esmasteks" kosmilisteks kiirteks nimetada ainult neid osakesi, mis on kiirendatud kaugetes astrofüüsikalistes allikates, ja "sekundaarseteks" - osakesteks, mis moodustuvad primaarsete kosmiliste kiirte interaktsiooni protsessis tähtedevahelise gaasiga. Seega on esmased tähtedes sünteesitud heeliumi elektronid, prootonid ja tuumad, aga ka süsinik, hapnik, raud jne. Vastupidi, liitiumi, berülliumi ja boori tuumasid tuleks pidada teisejärguliseks. Antiprootonid ja positronid on osaliselt, kui mitte täielikult, sekundaarsed, kuid see osa neist, millel võib olla esmane päritolu, on nüüdseks uurimisobjektiks.

Kosmiliste kiirte uurimise ajalugu

Alguses. 20. sajandil katsetes elektroskoopidega ja ionisatsioonikambrid avastati mingisugusest läbitungiv kiirgusest põhjustatud gaaside püsiv jääkionisatsioon. Erinevalt radioaktiivsete ainete kiirgusest keskkond läbitungiv kiirgus ei suutnud peatada isegi pakse pliikihte. Avastatud läbitungiva kiirguse maaväline olemus tehti kindlaks 1912. aastal (W. Hess, Nobeli preemia, 1936) katsetes õhupallide ionisatsioonikambritega. Leiti, et Maa pinnast kaugenedes suureneb läbitungivast kiirgusest põhjustatud ionisatsioon. Selle maavälist päritolu tõestas lõpuks R. Milliken aastatel 1923-26 atmosfääri kiirguse neeldumise katsetes (just tema võttis kasutusele termini "kosmilised kiired").

Kosmiliste kiirte olemus kuni 1940. aastateni. jäi selgusetuks. Selle aja jooksul arendati intensiivselt kosmiliste kiirte uurimise tuumasuunda (tuumafüüsika aspekt) - kosmiliste kiirte vastastikmõju ainega, sekundaarsete osakeste tekke ja neeldumise uurimist atmosfääris. Need uuringud, mis viidi läbi teleskoopide, loendurite, Wilsoni kambrite ja tuumafotoemulsioonide abil (õhupallidel stratosfääri tõstetud), viisid eelkõige uute elementaarosakeste avastamiseni - positron (1932), muuon(1936), π meson (1947).

Süstemaatilised uuringud geo mõjust magnetväli esmaste kosmiliste kiirte intensiivsuse ja saabumise suuna kohta selgus, et valdav enamus kosmiliste kiirte osakestest on positiivse laenguga. Sellega on seotud kosmiliste kiirte ida-läänesuunaline asümmeetria: laetud osakeste kõrvalekaldumise tõttu Maa magnetväljas tuleb osakesi rohkem läänest kui idast. Fotoemulsioonide kasutamine võimaldas määrata esmaste kosmiliste kiirte tuumakoostist (1948): leiti jälgi raskete keemiliste elementide tuumadest kuni rauani. Primaarsed elektronid kosmilistes kiirtes registreeriti esmakordselt alles 1961. aastal stratosfääri mõõtmistel.

Alates con. 1940. aastad esile kerkisid kosmiliste kiirte tekke ja ajaliste variatsioonide (kosmofüüsikalise aspekti) probleemid.

Kosmiliste kiirte omadused ja klassifikatsioon

Kosmilised kiired meenutavad väga haruldast relativistlikku gaasi, mille osakesed praktiliselt ei interakteeru, kuid kogevad haruldasi kokkupõrkeid tähtedevahelise ja planeetidevahelise keskkonna ainega ning puutuvad kokku kosmiliste magnetväljadega. Kosmiliste kiirte osakestel on tohutu kineetiline energia (kuni E kin ~ 10 21 eV). Maa lähedal koosneb valdav enamus kosmilisest kiirtevoost osakestest energiaga 10 6 eV kuni 10 9 eV, misjärel kosmilise kiirguse voog järsult nõrgeneb. Niisiis, energial ~10 12 eV ei lange atmosfääri piirile rohkem kui 1 osake / (m 2 ∙ s) ja Ekini juures ~ 10 15 eV ainult 1 osake / (m 2 ∙ aastas). See tekitab teatud raskusi kõrge ja ülikõrge (äärmusliku) energiaga kosmiliste kiirte uurimisel. Kuigi kogu kosmiliste kiirte voog Maa lähedal on väike (ainult umbes 1 osake / (cm 2 ∙ s)), on nende energiatihedus (umbes 1 eV / cm 3) meie galaktikas võrreldav galaktika energiatihedusega. tähtede elektromagnetiline kogukiirgus, energia termiline liikumine tähtedevaheline gaas ja selle turbulentsete liikumiste kineetiline energia, samuti Galaktika magnetvälja energiatihedus. Sellest järeldub, et kosmilised kiired peavad mängima olulist rolli paljudes astrofüüsikalistes protsessides.

muud oluline omadus kosmilised kiired – nende energia mittesoojuslik päritolu. Tõepoolest, isegi temperatuuril ~10 9 K, mis on ilmselt tähtede sisemuse maksimumi lähedal, on osakeste soojusliikumise keskmine energia ≈3∙10 5 eV. Peamiselt Maa lähedal täheldatud kosmilise kiirguse osakeste energia on St. 10 8 eV. See tähendab, et kosmilised kiired omandavad energiat, kiirendades spetsiifilistes astrofüüsikalistes plasma- ja elektromagnetilistes protsessides.

Kosmilised kiired võib päritolu järgi jagada mitmeks rühmaks: 1) galaktilise päritoluga kosmilised kiired (galaktilised kosmilised kiired); nende allikas on meie galaktika, milles osakesi kiirendatakse energiani, mis on suurusjärgus 10 18 eV; 2) metagalaktilist päritolu kosmilised kiired (metagalaktilised kosmilised kiired); need tekivad teistes galaktikates ja neil on suurim, ultrarelativistlik energia (üle 10 18 eV); 3) päikese kosmilised kiired; ajal Päikesel või selle läheduses tekkinud päikesekiirte Ja koronaalse massi väljutamine; nende energia jääb vahemikku 10 6 eV kuni St. 10 10 eV; 4) anomaalsed kosmilised kiired; aastal moodustatud Päikesesüsteem heliosfääri äärealadel; osakeste energiad on 1–100 MeV/nukleon.

Vastavalt liitiumi, berülliumi ja boori tuumade sisaldusele, mis tekivad kosmiliste kiirte koosmõjul aatomitega tähtedevaheline meedium, on võimalik määrata aine X kogust, millest kosmilised kiired on tähtedevahelises keskkonnas ekseldes läbinud. X väärtus on ligikaudu 5–10 g/cm2. Kosmiliste kiirte ekslemisaeg tähtedevahelises keskkonnas (või nende eluiga) ja X väärtus on seotud seosega X≈ ρvt , kus ρ on tähtedevahelise keskkonna keskmine tihedus, mis on ~10 – 24 g/cm 3 , t on kosmiliste kiirte ekslemisaeg selles keskkonnas, v on osakeste kiirus. Tavaliselt eeldatakse, et v väärtus ultrarelativistlike kosmiliste kiirte puhul on praktiliselt võrdne valguse kiirusega c, nii et nende eluiga on u. 3 10 8 aastat. Selle määrab kas kosmiliste kiirte põgenemine Galaktikast ja selle halost või nende neeldumine, mis on tingitud mitteelastsest interaktsioonist tähtedevahelise keskkonna ainega.

Maa atmosfääri tungides hävitavad primaarsed kosmilised kiired atmosfääris levinumate keemiliste elementide – lämmastiku ja hapniku – tuumad ning tekitavad kaskaadprotsessi, milles osalevad kõik praegu teadaolevad elementaarosakesed, eelkõige sellised sekundaarsed osakesed nagu prootonid, neutronid. , mesonid, elektronid, aga ka γ-kvandid ja neutriinod. Kosmilise kiirguse osakese läbitud teekonda atmosfääris enne kokkupõrget on tavaks iseloomustada ainehulgaga grammides, mis on suletud 1 cm 2 ristlõikega kolonni, st väljendada osakeste ulatust grammides/ cm 2 atmosfääriainest. See tähendab, et pärast atmosfääri x (g/cm 2) läbimist prootonikiirega algintensiivsusega I 0 võrdub kokkupõrget mitte kogenud prootonite arv väärtusega I = I 0 exp(–x /λ), kus λ on osakese keskmine teekond. Prootonite puhul, mis moodustavad põhiosa primaarsetest kosmilistest kiirtest, on vahemik λ õhus ≈70 g/cm 2, heeliumi tuumade puhul λ≈25 g/cm 2, raskemate tuumade puhul veelgi väiksem. Prootonid kogevad esimest kokkupõrget atmosfääriga keskmiselt 20 km kõrgusel (x ≈ 70 g/cm2). Atmosfääri paksus merepinnal on võrdne 1030 g/cm2, st prootonite puhul vastab ligikaudu 15 tuumapiirkonnale. Sellest järeldub, et tõenäosus jõuda Maa pinnale ilma kokkupõrkeid kogemata on esmase osakese puhul tühine. Seetõttu tuvastatakse Maa pinnal kosmilisi kiiri ainult sekundaarsete osakeste tekitatud ionisatsiooni nõrga mõjuga.

Kosmilised kiired maa lähedal

Galaktilise ja metagalaktilise päritoluga kosmilised kiired hõivavad tohutu energiavahemiku, mis hõlmab umbes 15 suurusjärku, vahemikus 10 6 kuni 10 21 eV. Päikese kosmiliste kiirte energiad võivad ulatuda, eriti võimsate päikesesärade ajal suured väärtused, aga nende energia iseloomulik väärtus ei ületa tavaliselt 10 9 eV. Seetõttu on kosmiliste kiirte jagamine galaktiliseks ja päikeseks üsna õigustatud, kuna nii päikese- kui ka galaktiliste kosmiliste kiirte omadused ja allikad on täiesti erinevad.

Energiatel alla 10 GeV/nukleoni kohta sõltub galaktikate kosmiliste kiirte intensiivsus Maa lähedal mõõdetuna tasemest päikese aktiivsus(täpsemalt päikesetsüklite käigus muutuvast planeetidevahelisest magnetväljast). Kõrgemate energiate piirkonnas on galaktikate kosmiliste kiirte intensiivsus ajaliselt praktiliselt konstantne. Kaasaegsete kontseptsioonide kohaselt lõpevad galaktilised kosmilised kiired energiapiirkonnas vahemikus 10 17–10 18 eV. Äärmiselt suure energiaga kosmiliste kiirte päritolu ei ole tõenäoliselt seotud galaktikaga.

Kosmiliste kiirte erinevate komponentide spektrite kirjeldamiseks on neli võimalust. 1. Osakeste arv kõvadusühiku kohta. Osakeste levimine (ja ilmselt ka kiirendus) kosmilistes magnetväljades sõltub Larmori raadiusest r L ehk osakese R magnetilisest jäikusest, mis on Larmori raadiuse ja magnetvälja tugevuse B korrutis: R = r L B = pc /(Ze ), kus p ja Z on osakese impulss ja laeng (elektronilaengu e ühikutes), c on valguse kiirus. 2. Osakeste arv energiaühiku kohta nukleoni kohta. Tähtedevahelise gaasi kaudu levivate tuumade killustumine sõltub energiast nukleoni kohta, kuna selle kogus säilib ligikaudu siis, kui tuum gaasiga vastasmõjul hävib. 3. Nukleonite arv energiaühiku kohta nukleoni kohta. Sekundaarsete osakeste teke atmosfääris sõltub nukleonide intensiivsusest energiaühiku kohta nukleoni kohta, peaaegu sõltumata sellest, kas atmosfääri langevad nukleonid on vabad prootonid või tuumadega seotud. 4. Osakeste arv energiaühiku kohta tuuma kohta. Katsed käimas ulatuslikud õhusajud, mis kasutavad atmosfääri kalorimeetrina, mõõdavad üldiselt kogust, mis on seotud osakese koguenergiaga. Osakeste I diferentsiaalintensiivsuse mõõtühikud on (cm–2 s–1 sr–1 E–1), kus energia E on esitatud ühe neljast ülaltoodud muutujast.

Kosmiliste kiirte diferentsiaalenergia spekter energiavahemikus üle 10 11 eV on näidatud joonisel fig. 1. Spektrit kirjeldab võimsusseadus väga laias energiavahemikus - 10 11 kuni 10 20 eV kalde kerge muutusega ca. 3 10 15 eV (kink, mõnikord nimetatakse "põlveks", põlveks) ja u. 10 19 eV ("pahkluu", pahkluu). Kosmiliste kiirte terviklik voog "pahkluu" kohal on ligikaudu 1 osake/(km 2 aastas).

Tabel 1. Erinevate tuumade suhteline arvukus galaktika ja päikese kosmilistes kiirtes, Päikesel ja teistel tähtedel (hapnikutuumade sisaldus on oletatud 1,0)

Tuum	päikese kosmilised kiired	Päike	Tähed	Galaktilised kosmilised kiired
1H	4600 *	1445	925	685
2 Tema	70 *	91	150	48
3Li	?	<10 – 5	<10 – 5	0,3
4Be - 5B	0,02	<10 – 5	<10 – 5	0,8
6C	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
9F	<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
14Si	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
22Ti - 28Ni	0,02	0,006	0,033	0,28
26 Fe	0,15 *	0,05	0,06	0,14

* Vaatlusandmed energiavahemiku 1–20 MeV/nukleoni kohta, ülejäänud andmed selles veerus viitavad energiatele ≥ 40 MeV/nukleon. Enamiku tabelis olevate väärtuste viga on 10 kuni 50%.

Primaarsete nukleonide intensiivsust energiavahemikus mõnest GeV kuni 10 TeV või veidi kõrgemal saab ligikaudselt kirjeldada valemiga puhkeenergia), α ≈ (γ + 1) = 2,7 on diferentsiaalspektri indeks, γ on integraalspektri indeks. OKEI. 79% primaarsetest nukleonitest on vabad prootonid, u. Ülejäänud osakestest 70% on heeliumi tuumades seotud nukleonid. Primaarsete tuumade fraktsioonid (osalused) on näidatud energiavahemikus peaaegu konstantsed (võimalik, et need on väikesed). Joonisel fig. Joonisel 2 on kujutatud galaktika kosmiliste kiirte spekter energiapiirkonnas üle ≈400 MeV/nukleon. Kosmiliste kiirte põhikomponendid on esitatud energia funktsioonina nukleoni kohta teatud päikese aktiivsustsükli perioodil. J (E ) väärtus on osakeste arv, mille energia on vahemikus E kuni E + δE ja mis läbivad pinnaühiku ajaühikus ruuminurga ühiku kohta pinnaga risti olevas suunas.

Tabel 2. Galaktiliste kosmiliste kiirte intensiivsus koguenergiaga E≥ 2,5 GeV/nukleon väljaspool Maa magnetosfääri päikese miinimum- ja diferentsiaalspektri parameetrite lähedal K A ja γ prootonite (H tuum), α-osakeste (He tuum) ja erinevate tuumarühmade jaoks

Tuum	Põhilaeng Z	Intensiivsus I(Z) kell E≥ 2,5 GeV/nukleon, m –2 s –1 sr –1	Diferentsiaalspektri indeks γ	Spektri konstant K A	Intervall E, GeV/nukleon
H	1	1300	2,4±0,1	4800	4,7–16
Mitte	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, P, S, ...	≥10	2,5	2,6±0,15	12±2	2,4–8,0
Ca, Ti, Ni, Fe, ...	≥20	0,7

Erinevate tuumade suhteline arvukus galaktika ja päikese kosmilistes kiirtes, samuti (võrdluseks) Päikeses ja teistes tähtedes on toodud tabelis 1 suhteliselt madalate energiate (1–20 MeV/nukleon) ja energiate piirkonna kohta ≥ 40 MeV/nukleon. Tabelis 2 on kokku võetud andmed kõrgema energiaga (≈2,5 GeV/nukleon) galaktika kosmiliste kiirte osakeste intensiivsuse kohta. Tabelis 3 on toodud kosmiliste kiirte tuumade jaotus energiaga ≈10,6 GeV/nukleon.

Tabel 3. Suhteline levimus F kosmilise kiirguse tuumad energiaga 10,6 GeV/nukleon (hapnikutuumade sisaldus eeldatakse 1,0)

Põhilaeng Z	Element	F
1	H	730
2	Tema	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

Kosmiliste kiirte uurimise meetodid

Kuna kosmiliste kiirte osakesed erinevad oma energia poolest 10 15 korda, tuleb nende uurimiseks kasutada väga erinevaid meetodeid ja instrumente (joonis 3, vasakul). Sel juhul kasutatakse laialdaselt satelliitidele ja kosmoserakettidele paigaldatud seadmeid. Maa atmosfääris tehakse mõõtmisi väikeste õhupallide ja suurte kõrgõhupallide abil, selle pinnal - maapealsete paigaldiste abil. Mõned neist ulatuvad sadade ruutkilomeetrite suuruseni ja asuvad kas kõrgel mägedes või sügaval maa all või sügaval ookeanis, kuhu tungivad ainult suure energiaga sekundaarsed osakesed, näiteks müüonid (joonis 3, vasakul). ). Üle 60 aasta on kosmiliste kiirte pidevat registreerimist Maa pinnal teostanud ülemaailmne jaamade võrgustik kosmiliste kiirte variatsioonide uurimiseks – standardsed neutronmonitorid ja müüonteleskoobid. Väärtuslikku teavet galaktika ja päikese kosmiliste kiirte kohta annavad vaatlused suurtes rajatistes, näiteks Baksani õppekompleksis. ulatuslikud õhusajud .

Praegu on kosmiliste kiirte uurimisel kasutatavad peamised detektoritüübid fotoemulsioonid ja röntgenfilmid, ionisatsioonikambrid, gaaslahendusloendurid, neutronloendurid, Tšerenkovi ja stsintillatsiooniloendurid, tahkispooljuhtdetektorid, sädeme- ja triivikambrid. .

Kosmiliste kiirte tuumafüüsikalisi uuringuid tehakse peamiselt 1938. aastal avastatud ulatuslike õhuhoogude registreerimiseks mõeldud suure ala loendurite abil (P. Auger). Dušš sisaldab tohutul hulgal sekundaarseid osakesi, mis tekivad ühe primaarse osakese invasioonil energiaga ≥ 10 15 eV. Selliste vaatluste põhieesmärk on uurida elementaarse tuuma interaktsiooni tunnuseid suurel energial. Koos sellega annavad nad infot kosmiliste kiirte energiaspektri kohta energiatel 10 15 –10 20 eV, mis on väga oluline kosmilise kiirte kiirenduse allikate ja mehhanismide otsimisel.

Ulatuslike õhuhoogude meetoditega uuritud osakeste voog E ≈10 20 eV on väga väike. Näiteks 1 miljoni aasta jooksul langeb atmosfääri piiril 1 m 2 pinnale ainult üks osake, mille E≈ 10 19 eV. Selliste väikeste voogude registreerimiseks on vaja paigaldada suured alad, millele on paigaldatud detektorid, et registreerida piisav arv sündmusi mõistliku aja jooksul. 2016. aastal registreerisid erinevad teadlaste rühmad erinevatel hinnangutel 10 kuni 20 sündmust, mille tekitasid kuni 3∙10 20 eV maksimaalse energiaga osakesed ulatuslike õhuhoogude salvestamiseks mõeldud hiiglaslikes rajatistes.

Kosmofüüsikalise aspekti vaatlusi tehakse väga erinevate meetoditega, sõltuvalt osakeste energiast. 10 9–10 12 eV energiaga kosmiliste kiirte variatsioone uuritakse ülemaailmse neutronmonitoride, müüonteleskoopide ja muude detektorite võrgustiku andmete põhjal. Kuid maapealsed rajatised on atmosfääri neeldumise tõttu energiaga osakeste suhtes tundlikud< 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 3).

1–500 MeV energiaga kosmiliste kiirte voo atmosfäärivälised mõõtmised viiakse läbi geofüüsikaliste rakettide, satelliitide ja muude kosmoselaevade (kosmosesondid) abil. 1960. aastatel alustati kosmiliste kiirte otseseid vaatlusi planeetidevahelises ruumis. Maa orbiidil (ekliptika tasandi lähedal) hoitakse neid alates 1994. aastast Päikese pooluste kohal (kosmoselaev Ulysses, "Ulyses"). kosmosesondid Voyager 1 ja Voyager 2 1977. aastal välja lastud Voyager 2 on jõudnud juba päikesesüsteemi piiridesse. Seega ületas esimene neist kosmoseaparaatidest heliosfääri piiri 2004. aastal, teine ​​- 2007. aastal. See juhtus vastavalt 94 AU kaugusel. ja 84 a.u. päikese käest. 2016. aasta seisuga näivad mõlemad sõidukid liikuvat tähtedevahelise tolmupilves, millesse on sukeldatud päikesesüsteem.

Kosmogeensete isotoopide meetodil saadi mitmeid väärtuslikke tulemusi. Need tekivad kosmiliste kiirte koosmõjul meteoriitide ja kosmilise tolmuga, Kuu ja teiste planeetide pinnaga, Maa atmosfääri või ainega. Kosmogeensed isotoobid kannavad teavet kosmilise kiirguse variatsioonide kohta minevikus ning päikese ja maa suhete kohta. Näiteks radiosüsiniku 14 C sisalduse järgi puude aastarõngastes ( radiosüsiniku dateering) on võimalik uurida kosmiliste kiirte intensiivsuse muutusi viimase paari tuhande aasta jooksul. Kasutades teisi meteoriitides, Kuu pinnases ja süvameresetetes sisalduvaid pikaealisi isotoope (10 Be, 26 Al, 53 Mn jne), on võimalik rekonstrueerida viimaste miljonite jooksul toimunud kosmiliste kiirte intensiivsuse muutuste muster. aastatest.

Kosmosetehnoloogia ja radiokeemiliste analüüsimeetodite arenedes sai võimalikuks uurida kosmiliste kiirte omadusi nende jälgede (jälgede) järgi aines. Jäljed moodustavad kosmiliste kiirte tuumad meteoriitides, Kuu aines, satelliitidel eksponeeritud ja Maale tagasi saadetud spetsiaalsetes sihtproovides, kosmoses töötanud astronautide kiivrites jne. Kosmiliste kiirte uurimiseks kasutatakse ka kaudset meetodit ionisatsiooniefektide tõttu, mida need põhjustavad ionosfääri alumises osas, eriti polaarsetel laiuskraadidel (näiteks lühikeste raadiolainete neeldumist suurendav toime). Lisaks ionisatsiooniefektidele põhjustavad kosmilised kiired ka lämmastikoksiidide teket atmosfääris. Koos sademetega (vihm ja lumi) ladestuvad ja kogunevad Gröönimaa ja Antarktika jäässe aastaid oksiidid. Jääsammaste sisalduse järgi (nn nitraadimeetod) saab hinnata kosmiliste kiirte intensiivsust minevikus (kümneid ja sadu aastaid tagasi). Need mõjud on olulised peamiselt siis, kui päikese kosmilised kiired sisenevad atmosfääri.

Kosmiliste kiirte päritolu

Kosmiliste kiirte suure isotroopia tõttu ei võimalda Maa lähedal tehtud vaatlused kindlaks teha, kus need tekivad ja kuidas need universumis jaotuvad. Nendele küsimustele sai esmalt vastuse raadioastronoomia seoses kosmilise sünkrotronkiirguse avastamisega sagedusalas 10 7 -10 9 Hz. Seda kiirgust tekitavad väga suure energiaga elektronid (10 9 -10 10 eV), kui nad liiguvad Galaktika magnetväljades. Sellised elektronid, mis on üks kosmiliste kiirte komponente, hõivavad laiendatud piirkonna, mis katab kogu galaktika ja mida nimetatakse galaktiliseks haloks. Tähtedevahelistes magnetväljades liiguvad elektronid nagu teisedki suure energiaga laetud osakesed – prootonid ja raskemad tuumad. Ainus erinevus seisneb selles, et elektronid kiirgavad erinevalt raskematest osakestest oma väikese massi tõttu intensiivselt raadiolaineid ja ilmutavad end seeläbi Galaktika kaugemates osades, olles kosmiliste kiirte indikaatoriks.

1966. aastal tegid G. T. Zatsepin ja V. A. Kuzmin (NSVL) ja K. Greisen (USA) ettepaneku, et kosmiliste kiirte spekter energiatel üle 3 10 19 eV tuleks suure energiaga osakeste vastasmõju tõttu "ära lõigata" (järsult painutada). reliktkiirgusega (nn GZK efekt). Mitmete sündmuste registreerimist energiaga E ≈10 20 eV saab seletada, kui eeldame, et nende osakeste allikad ei asu meist kaugemal kui 50 Mpc. Sel juhul praktiliselt puudub kosmiliste kiirte koostoime kosmilise mikrolaine tausta footonitega, kuna osakese teel allikast vaatlejani on footoneid vähe. Esimesed (esialgsed) andmed, mis saadi 2007. aastal suure rahvusvahelise "Project Augeri" raames, näivad esimest korda viitavat GZK efekti olemasolule E > 3·10 19 eV juures. See omakorda on argument üle 10 20 eV energiaga kosmiliste kiirte metagalaktilise päritolu poolt, mis on GZK efekti tõttu palju kõrgem spektri piirist. GZK paradoksi lahendamiseks on esitatud erinevaid ideid. Üks hüpoteesidest on seotud Lorentzi invariantsi võimaliku rikkumisega ülikõrgete energiate juures, mille raames võivad neutraalsed ja laetud π-mesonid olla stabiilsed osakesed energiatel üle 10 19 eV ning olla osa primaarsetest kosmilistest kiirtest.

Alguses. 1970. aastad kosmoselaevadel läbi viidud madala energiatarbega galaktikate kosmiliste kiirte uurimine viis kosmiliste kiirte anomaalse komponendi avastamiseni. See koosneb mittetäielikult ioniseeritud He-, C-, N-, O-, Ne- ja Ar-aatomitest. Anomaalne käitumine väljendub selles, et energiavahemikus mitmest kuni mitmekümneni MeV/nukleon erineb osakeste spekter oluliselt galaktika kosmiliste kiirte spektrist (joonis 4). Täheldatakse osakeste voo suurenemist, mis arvatakse olevat seotud heliomagnetosfääri piiril lööklaine ioonide kiirenemisega ja nende osakeste järgneva difusiooniga heliosfääri sisepiirkondadesse. Lisaks erineb anomaalsete kosmiliste kiirte elementide arvukus oluliselt galaktikate kosmiliste kiirte vastavatest väärtustest.

Teisest küljest täheldati kosmoselaevalt Voyager-1 saadud 2008. aasta juuni andmetel suhteliselt madala energiaga kosmiliste kiirte voo suurenemist (mõni kuni kümneid MeV, joon. 5). Need esimesed andmed kosmiliste kiirte kohta, mis on saadud otse tähtedevahelisest keskkonnast, tekitavad uusi küsimusi kosmiliste kiirte anomaalse komponendi allikate ja olemuse (tekkemehhanismide) kohta.

Kosmiliste kiirte kiirendusmehhanismid

Täielikku teooriat kosmiliste osakeste kiirenduse kohta kogu energiavahemiku kohta, milles neid vaadeldakse, pole veel loodud. Isegi galaktika kosmiliste kiirte puhul on kõige olulisemate faktide selgitamiseks välja pakutud ainult mudeleid. Need peaksid eelkõige hõlmama kosmiliste kiirte energiatiheduse väärtust (≈ 1 eV / cm 3) ja nende energiaspektri võimsusseaduslikku vormi, mis ei muutu järsult kuni energiani ≈ 3 10 15 eV, kus kõikide osakeste diferentsiaalspektri indeks muutub –2,7 kuni –3,1.

Plahvatusi peetakse tänapäeval peamiseks galaktika kosmiliste kiirte allikaks. supernoovad. Nõuded kosmilisi kiiri tekitavate allikate energiavõimsusele on väga kõrged (kosmiliste kiirte genereerimise võimsus peaks olema suurusjärgus 3·10 33 W), nii et Galaktika tavalised tähed ei suuda neid rahuldada. Sellist võimsust on aga võimalik saada supernoova plahvatustest (V. L. Ginzburg, S. I. Syrovatsky, 1963). Kui plahvatuse käigus eraldub energia suurusjärgus 1044 J ja plahvatused toimuvad sagedusega 1 kord 30–100 aasta jooksul, siis on nende koguvõimsus umbes 1035 W ja vaid paar protsenti supernoova energiast. plahvatus on piisav, et tagada kosmiliste kiirte nõutav võimsus.

Sel juhul jääb aga küsimus galaktiliste kosmiliste kiirte vaadeldava spektri kujunemise kohta. Probleem on selles, et magnetiseeritud plasma (supernoova paisuva kesta) makroskoopiline energia tuleb üle kanda üksikutele laetud osakestele, tagades samal ajal sellise energiajaotuse, mis erineb oluliselt termilisest. Kõige tõenäolisem mehhanism galaktika kosmiliste kiirte kiirendamiseks energiani suurusjärgus 10 15 eV (ja võib-olla isegi kõrgemale) näib olevat järgmine. Plahvatuse käigus välja paiskunud kesta liikumine tekitab ümbritsevas tähtedevahelises keskkonnas lööklaine (joonis 6). Kiirendusprotsessis püütud laetud osakeste difusioonilevik võimaldab neil korduvalt ületada lööklaine esiosa (G.F. Krymsky, 1977). Iga järjestikuste ristumiskohtade paar suurendab osakese energiat võrdeliselt juba saavutatud energiaga (E. Fermi, 1949 pakutud mehhanism), mis viib osakeste kiirenduseni. Lööklaine frondi ristumise arvu suurenemisega suureneb ka kiirenduspiirkonnast väljumise tõenäosus, nii et energia kasvades osakeste arv vastavalt võimsusseadusele ligikaudu langeb ja kiirendus osutub väga efektiivseks. , ja kiirendatud osakeste spekter on väga kõva: µE –2 .

Mõnede mudelieelduste korral annab pakutud skeem maksimaalse energia väärtuseks E max ~ 10 17 Z eV, kus Z on kiirendatud tuuma laeng. Arvutatud kosmiliste kiirte spekter kuni maksimaalse saavutatava energiani osutub väga kõvaks (µE –2). Teoreetilise (–2) ja eksperimentaalse (–2,7) spektriindeksi erinevuse kompenseerimiseks on kosmiliste kiirte levimisel vajalik spektri oluline pehmenemine. Sellist pehmenemist on võimalik saavutada tänu osakeste difusioonikoefitsiendi energiasõltuvusele nende liikumisel allikatest Maale.

Muude kiirendusmehhanismide hulgas käsitletakse eelkõige kiirendust seisval lööklainel võimsa magnetväljaga (~10 12 G) neutrontähe pöörlemise ajal. Maksimaalne osakeste energia võib sel juhul ulatuda (10 17 –10 18) Z eV-ni ja efektiivne kiirendusaeg võib olla 10 aastat. Osakeste kiirendus on võimalik ka galaktikate kokkupõrke käigus tekkinud lööklainetes. Selline sündmus võib esineda sagedusega umbes 1 kord 5·10 8 aasta jooksul; maksimaalne saavutatav energia on sel juhul hinnanguliselt 3,10 19 Z eV. Aktiivsete galaktikate tuumade tekitatud jugade lööklainetega kiirendamise protsess viib sarnase hinnanguni. Ligikaudu samad hinnangud annavad mudelid, mis on seotud galaktikate klastrites aine akretsiooni põhjustatud lööklainete kiirenduse arvestamisega. Suurimad hinnangud (kuni energiad suurusjärgus 10 21 eV) on võimalik saada gammakiirguse pursete kosmoloogilise päritolu mudeli raames. Arutatakse ka eksootilisi stsenaariume, mille puhul tavalist osakeste kiirendamist üldse ei nõuta. Selliste stsenaariumide korral tekivad kosmilised kiired lagunemise või nn. Universumi paisumise esimestel hetkedel ilmnenud topoloogilised defektid (kosmilised stringid, monopoolused jne).

Probleemid ja väljavaated

Kosmiliste kiirte uurimine annab väärtuslikku teavet elektromagnetväljade kohta kosmose erinevates piirkondades. Kosmiliste kiirte osakeste teel Maale "salvestatud" ja "kantud" informatsioon dešifreeritakse kosmiliste kiirte variatsioonide uurimisel – kosmilise kiirte voo aegruumi muutused dünaamiliste, elektromagnetiliste ja plasmaprotsesside mõjul tähtedevahelises süsteemis. ruum, heliosfääri sees (voolus päikese tuul) ja Maa läheduses (Maa magnetosfääris ja atmosfääris).

Teisest küljest mängivad kosmilised kiired suure energiaga osakeste loodusliku allikana asendamatut rolli mateeria struktuuri ja elementaarosakeste vastastikmõju uurimisel. Kosmiliste kiirte üksikute osakeste energiad on nii suured, et nad jäävad pikaks ajaks konkurentsist välja, võrreldes osakestega, mida kiirendavad kõige võimsamad laborikiirendid. Seega enamikes kaasaegsetes maapealsetes kiirendites saadav osakeste (prootonite) maksimaalne energia ei ületa üldjuhul 10 12 eV. Alles 3. juunil 2015 suudeti CERNis suure hadronipõrguti juures esimest korda kiirendada prootoneid energiani 1,3∙10 13 eV (projekteeritud maksimaalse energiaga 1,4∙10 13 eV).

Vaatlused erinevatel kosmilistel skaaladel (Galaktika, Päike, Maa magnetosfäär jne) näitavad, et osakeste kiirendus toimub kosmilises plasmas kõikjal, kus esineb piisavalt intensiivseid ebahomogeenseid liikumisi ja magnetvälju. Suure hulga ja väga kõrge energiaga osakesi saab aga kiirendada ainult siis, kui plasmale antakse väga suur kineetiline energia. Täpselt nii juhtub sellistes grandioossetes kosmilistes protsessides nagu supernoova plahvatused, raadiogalaktikate ja kvasarite tegevus.

Viimastel aastakümnetel on selliste protsesside mõistmisel tehtud märkimisväärseid edusamme, kuid palju küsimusi jääb alles. Eriti terav on olukord endiselt kõrgete ja ülikõrgete energiate piirkonnas, kus info (andmestatistika) kvaliteet ei võimalda endiselt teha üheseid järeldusi kosmiliste kiirte allikate ja nende kiirenemise mehhanismide kohta. Võib loota, et suure hadronite põrgataja katsed võimaldavad saada teavet hadronite vastastikmõjude kohta kuni ~10 17 eV energiani ja kitsendavad oluliselt praegust ebakindlust, mis tekib hadronite interaktsioonide fenomenoloogiliste mudelite ekstrapoleerimisel ülikõrge piirkonnale. energiad. Järgmise põlvkonna rajatised ulatuslike õhusadu uurimiseks peaksid pakkuma täppisuuringuid kosmiliste kiirte energiaspektri ja koostise kohta energiavahemikus 10 17–10 19 eV, kus ilmselt toimub üleminek galaktilistest kosmilistest kiirtest ekstragalaktika kosmilistele kiirtele. päritolu toimub.

Lisaks kosmiliste kiirte tohutule rollile astrofüüsikalistes protsessides on nende tähtsus Maa kauge mineviku uurimisel (kliimamuutused, biosfääri areng jne), aga ka mõnede praktiliste probleemide lahendamisel (näiteks seire ja prognoosimine). kosmose ilm ja astronautide kiirgusohutuse tagamine).

Alguses. 21. sajand Üha enam juhitakse tähelepanu kosmiliste kiirte võimalikule rollile atmosfääri- ja kliimaprotsessides. Kuigi kosmiliste kiirte energiatihedus on erinevate atmosfääriprotsesside tohutu energiaga võrreldes väike, on mõnes neist ilmselt otsustav roll kosmilistel kiirtel. Maa atmosfääris alla 30 km kõrgusel on ioonide tootmise peamiseks allikaks kosmilised kiired. Kondenseerumisprotsessid ja veepiiskade moodustumine sõltuvad suuresti ioonide tihedusest. Seega, galaktika kosmiliste kiirte intensiivsuse vähenemise ajal päikesepõletuste põhjustatud päikesetuule häirete piirkonnas (nn Forbushi efekt) väheneb pilvisus ja sademete hulk. Pärast päikesepurskeid ja päikese kosmiliste kiirte saabumist Maale suureneb pilvisus ja sademete hulk. Need muutused on nii esimesel kui ka teisel juhul vähemalt 10%. Pärast Päikesest lähtuvate suurte kiirendatud osakeste voogude tungimist Maa polaaraladele täheldatakse atmosfääri ülemistes kihtides temperatuuri muutust. Kosmilised kiired osalevad aktiivselt ka välguelektri tekkes. Alguses. 21. sajand Intensiivselt uuritakse kosmiliste kiirte mõju osooni kontsentratsioonile ja muudele protsessidele atmosfääris.

Kõiki neid mõjusid uuritakse üksikasjalikult üldisema probleemi raames päikese-maaühendused. Eriti huvitav on nende sidemete mehhanismide arendamine. Eelkõige puudutab see päästikmehhanismi, mille puhul energeetiliselt nõrk esmane mõju ebastabiilsele süsteemile toob kaasa sekundaarsete mõjude mitmekordse suurenemise, näiteks võimsa tsükloni väljakujunemiseni.

Kosmilisteks kiirteks on tavaks nimetada maailmaruumist Maale langevate suure energiaga aatomituumade, peamiselt prootonite voogude kogumit ja nende poolt maakera atmosfääris tekkivat sekundaarset kiirgust, milles leiduvad kõik praegu teadaolevad elementaarosakesed.

§ 54. KOSMILISTE KIIRTE AVASTAMINE

Kosmiliste kiirte uurimine algas meie sajandi esimestel aastatel seoses elektroskoopide laengu pideva lekke põhjuste uurimisega. Hermeetiliselt suletud elektroskoop tühjeneb isegi kõige täiuslikuma isolatsiooniga.

Aastatel 1910-1925. Erinevad katsed õhupallides ja maa all on näidanud, et selle põhjuseks on mingi tugevalt läbitungiv kiirgus, mis pärineb kusagilt väljastpoolt maad ja mille intensiivsus atmosfääri tungides väheneb. See põhjustab ionisatsioonikambris oleva õhu ioniseerumist ja sellest tulenevat elektroskoopide tühjenemist. Millikan nimetas seda kiirgusvoogu kosmilisteks kiirteks.

Edasistes katsetes tehti kindlaks kosmilise kiirguse intensiivsuse (osakeste voo tiheduse) muutus sõltuvalt vaatluskõrgusest (joon. 105).

Riis. 105. Kosmiliste osakeste arvu sõltuvus kõrgusest suhtelistes ühikutes)

Kosmiliste kiirte intensiivsus kasvab suhteliselt kiiresti kuni ligikaudu kõrguseni merepinnast, seejärel kasvutempo

aeglustub ja kõrgusel saavutab intensiivsus maksimaalse väärtuse. Kõrgele tõusmisel täheldatakse selle vähenemist ning kõrguselt alustades jääb kosmiliste kiirte intensiivsus muutumatuks. Arvukate katsete tulemusena on kindlaks tehtud, et kosmilised kiired tulevad Maa pinnale igast küljest ühtlaselt ja Universumis pole kohta, mida võiks nimetada kosmiliste kiirte allikaks.

Kosmiliste kiirte uurimisel tehti palju põhimõtteliselt olulisi avastusi. Nii avastas Anderson 1932. aastal kosmilistes kiirtes positroni, mida ennustas Diraci teooria. 1937. aastal avastasid Anderson ja Niedermeier -mesonid ja märkisid nende lagunemise tüübi. 1947. aastal avastas Powell -mesonid, mis Yukawa teooria kohaselt olid vajalikud tuumajõudude seletamiseks. 1955. aastal tehti kindlaks K-mesonite olemasolu kosmilistes kiirtes, aga ka rasked neutraalsed osakesed, mille mass ületab prootoni massi - hüperonid. Kosmiliste kiirte uuringud on viinud vajaduseni võtta kasutusele kvanttunnus, mida nimetatakse kummalisuseks. Kosmiliste kiirtega tehtud katsed tõstatasid ka küsimuse pariteedi mittesäilivuse võimalikkusest. Kosmilistes kiirtes avastati esimest korda protsessid, mille käigus tekivad mitmekordsed osakesed ühe kokkupõrke korral.

Hiljutised uuringud on võimaldanud määrata efektiivse ristlõike suure energiaga nukleonide ja tuumade interaktsiooni jaoks. Kuna kosmilised kiired sisaldavad osakesi, mille energia ulatub selleni, on kosmilised kiired ainus teabeallikas nii suure energiaga osakeste vastastikmõju kohta.

Rakettide ja tehissatelliitide kasutamine kosmiliste kiirte uurimisel viis uute avastusteni – Maa kiirgusvööde avastamiseni. Võimalus uurida primaarset kosmilist kiirgust väljaspool maakera atmosfääri on loonud uued meetodid galaktika ja galaktikatevahelise ruumi uurimiseks. Seega ühendavad kosmiliste kiirte uuringud, mis on liikunud geofüüsika valdkonnast tuumafüüsika ja elementaarosakeste füüsika valdkonda, nüüd tihedalt mikrokosmose ehituse uurimist astrofüüsika probleemidega.

Seoses kümnete energiate juures kiirendite loomisega on kosmilise kiirfüüsika tuumasuuna raskuskese liikunud ülikõrgete energiate valdkonda, kus jätkuvad tuumade vastastikmõjude, nukleonide ja teiste elementaarosakeste ehituse uuringud. Lisaks tekkis iseseisev suund - kosmiliste kiirte uurimine geofüüsikalistes ja astrofüüsikalistes aspektides. Uurimisobjektiks on siin: esmased kosmilised kiired Maa lähedal (keemiline koostis, energiaspekter, ruumiline jaotus); päikesekiired (nende teke, liikumine Maale ja mõju Maale

ionosfäär); mõju planeetidevahelise ja tähtedevahelise keskkonna kosmilistele kiirtele ning magnetväljadele; kiirgusvööd Maa ja teiste planeetide läheduses; kosmiliste kiirte päritolu. Nende probleemide uurimise kõige olulisem vahend on Maal ja selle läheduses täheldatud kosmilise kiirte voo erinevate variatsioonide üksikasjalik uurimine.

K. l. meenutavad ülimalt haruldast relativistlikku gaasi, mille osakesed üksteisega praktiliselt ei interakteeru, kuid kogevad haruldasi kokkupõrkeid tähtedevahelise ja planeetidevahelise keskkonna ainega ning kosmose mõjuga. magn. väljad. Osana K. l. domineerivad prootonid, on ka elektrone, heeliumi tuumasid ja raskemaid elemente (kuni elementide tuumadeni alates 30). Elektronid K. l. sadu kordi vähem kui prootonid (samas energiavahemikus). Osakesed K. l. omavad tohutut kineetikat energiad (kuni eV). Kuigi koguvool K. l. Maa on väike [ainult 1 osake / (cm 2 s)], nende energiatihedus (umbes 1 eV / cm 3) on võrreldav (meie galaktikas) kogu e-mag energiatihedusega. tähtede kiirgus, tähtedevahelise gaasi soojusliikumise energia ja kineetika. selle turbulentsete liikumiste energiat, samuti Galaktika magnetvälja energiatihedust. Sellest järeldub, et K. l. peab mängima suurt rolli tähtedevahelises ruumis toimuvates protsessides.

Dr. oluline tunnus K. l. - nende energia mittesoojuslikku päritolu. Tõepoolest, isegi temperatuuril ~ 10 9 K, mis on ilmselt tähtede sisemuse maksimumi lähedal, on osakeste soojusliikumise keskmine energia eV. Peamine Sama palju Maa lähedal täheldatud kosmilisi kiiri on energiaga 108 eV ja rohkem. See tähendab, et K. l. omandada energiat konkreetsetes astrofüüsikalistes. töötleb el.-magn. ja plasma olemus.

Õppimine To. l. annab väärtuslikku infot el.-mag. väljad kosmose erinevates piirkondades. Kosmiliste kiirte osakeste poolt "salvestatud" ja "kantud" teave. teel Maale, on uurimuses dešifreeritud - ruumilis-ajalised muutused voolus K. l. dünaamilise el.-magneti mõjul. ja plasmaprotsessid tähtedevahelises ja Maa-lähedases ruumis.

Teisest küljest kõrge energiaga osakeste, kosmiliste kiirte loodusliku allikana mängivad asendamatut rolli aine struktuuri ja elementaarosakeste vastastikmõju uurimisel. Üksikute osakeste energia K. l. on nii suured, et jäävad pikaks ajaks konkurentsist välja, võrreldes osakestega, mida kiirendavad (energiateni ~ 10 12 eV) kõige võimsamad laborikiirendid.

2. Kosmiliste kiirte uurimise meetodid

Maa atmosfääri tungivad esmased kosmilised kiired. hävitada atmosfääris levinumate elementide - lämmastiku ja hapniku - tuumad ning tekitada kaskaadprotsess (joon. 1), milles osalevad kõik hetkel teadaolevad elementaarosakesed. Kosmiliste kiirte osakese läbitud teed on tavaks iseloomustada. kokkupõrkeeelses atmosfääris aine hulk grammides, mis on suletud 1 cm 2 ristlõikega kolonni, s.o. väljendage osakeste vahemikku atmosfääriaine g / cm 2 -des. See tähendab, et pärast atmosfääri läbimist X(g / cm 2) esialgse intensiivsusega prootonkiires I 0 kokkupõrkeid mitte kogenud prootonite arv on võrdne , kus - vt. osakeste vahemik. Prootonite puhul moodustab rukis suurema osa esmastest kosmilistest kiirtest, õhus on see ligikaudu 70 g/cm 2; heeliumi tuumade puhul 25 g/cm2, raskemate tuumade puhul veelgi vähem. Esimest kokkupõrget (70 g/cm 2 ) atmosfääriosakestega kogevad prootonid keskmiselt 20 km kõrgusel. Atmosfääri paksus merepinnal võrdub 1030 g/cm2, s.o. vastab prootonite umbes 15 tuumapiirkonnale. Sellest järeldub, et tõenäosus jõuda Maa pinnale ilma kokkupõrkeid kogemata on esmase osakese puhul tühine. Seetõttu on Maa pinnal K. l. tuvastatakse ainult sekundaarsete osakeste tekitatud ionisatsiooni nõrga mõjuga.

20. sajandi alguses katsetes elektroskoobi ja ionisatsiooniga. kambrid tuvastasid gaaside püsiva jääkionisatsiooni, mille põhjustas mõni väga läbitungiv kiirgus. Erinevalt keskkonnas leiduvast radioaktiivsetest ainetest tulenevast kiirgusest ei suutnud isegi paksud pliikihid takistada kiirguse läbitungimist. Avastatud läbitungiv kiirguse maaväline olemus tehti kindlaks aastatel 1912–1914. austerlane füüsik W. Hess, sakslane. teadlane W. Kolhörster ja teised ionisatsioonist tõusnud füüsikud. õhupallikaamerad. Leiti, et kauguse suurenedes Maa pinnast suureneb näiteks kosmiliste kiirte põhjustatud ionisatsioon. 4800 m kõrgusel - neli korda, 8400 m kõrgusel - 10 korda. Maaväline päritolu K. l. lõpuks tõestas R. Milliken (USA), kes viis läbi 1923.-26. katseseeria K. l. imendumise uurimiseks. õhkkond (see oli tema, kes võttis kasutusele termini "K. l.").

Loodus K. l. kuni 40ndateni. jäi selgusetuks. Selle aja jooksul arendati intensiivselt tuumasuunda – kosmiliste kiirte vastasmõju uurimist. ainega, sekundaarsete osakeste teke ja nende neeldumine atmosfääris. Need uuringud, mis viidi läbi vastuteleskoopide, pilvekambrite ja tuumafotoemulsioonide abil (õhupallidel stratosfääri tõstetud), viisid eelkõige uute elementaarosakeste – positroni (1932), müüoni (1937) – avastamiseni. ), pi -mesonid (1947).

Süstemaatiline geomagnetilise mõju uurimine. väljad esmase K. l saabumise intensiivsuse ja suuna kohta. näitas, et valdav enamus osakesi K. l. omab positsiooni. tasu. Kosmiliste kiirte ida-läänesuunaline asümmeetria on sellega seotud: laetud osakeste kõrvalekaldumise tõttu magnetväljas. läänest tuleb rohkem osakesi kui idast.

Fotoemulsioonide kasutamine võimaldas 1948. aastal kindlaks teha esmaste kosmiliste kiirte tuumakoostise: leiti jälgi raskete elementide tuumadest kuni rauani (esmakordselt registreeriti kosmiliste kiirte koostises olevad esmased elektronid stratosfääri mõõtmistel alles 1961. aastal) . Alates 40ndate lõpust. järk-järgult tõusid päevakorda kosmiliste kiirte tekke ja ajaliste variatsioonide probleemid. (kosmofüüsikaline aspekt).

Tuumafüüsika uurimistööd K. l. teostatakse peamiselt suure pindalaga loenduripaigaldiste abil, mis on mõeldud registreerima nn. sekundaarsete osakeste laiad õhusajud, mis tekivad ühe primaarse osakese sissetungil energiaga eV. Peamine selliste vaatluste eesmärk on uurida elementaarse tuuma vastastikmõju tunnuseid suurel energial. Lisaks annavad nad teavet energia kohta. spekter K. l. eV juures, mis on väga oluline kosmiliste kiirte kiirenduse allikate ja mehhanismide otsimisel.

Tähelepanekud K. l. kosmofüüsikas. aspekti teostatakse väga erinevate meetoditega – sõltuvalt osakeste energiast. Variatsioonid K. l. eV-ga uuritakse ülemaailmse neutronmonitoride (kosmiliste kiirte neutronkomponentide), vastuteleskoopide (kosmiliste kiirte müüonikomponent) ja muude detektorite võrgustiku andmeid. Maapealsed paigaldised on aga atmosfääri neeldumise tõttu MeV-ga osakeste suhtes tundlikud. Seetõttu tõstetakse selliste osakeste tuvastamiseks seadmed õhupallidele stratosfääri kuni 30-35 km kõrgusele.

Kosmiliste kiirte voo atmosfäärivälised mõõtmised. 1-500 MeV teostatakse geofüüsika abil. raketid, satelliidid ja muud kosmoselaevad. Otsesed vaatlused K. l. planeetidevahelises ruumis on seni teostatud ainult ekliptika tasapinna lähedal kuni ~ 10 AU kaugusele. nt Päikesest.

Kosmogeensete isotoopide meetodil saadi mitmeid väärtuslikke tulemusi. Need tekivad K. l. interaktsiooni käigus. meteoriitide ja kosmosega. tolm, Kuu ja teiste planeetide pinnaga, Maa atmosfääri või ainega. Kosmogeensed isotoobid kannavad teavet kosmiliste kiirte variatsioonide kohta. minevikus ja umbes . Vastavalt radiosüsiniku 14 C sisaldusele puude aastarõngastes on võimalik näiteks uurida K. l. intensiivsuse variatsioone. mitme käigus viimased tuhat aastat. Teisi meteoriitides, Kuu pinnases ja süvameresetetes sisalduvaid pikaealisi isotoope (10 Be, 26 Al, 53 Mn jt) saab kasutada kosmiliste kiirte intensiivsuse muutuste mustri rekonstrueerimiseks. miljoneid aastaid.

Kosmose arenguga tehnoloogia ja raadiokeemia. analüüsimeetodite abil sai võimalikuks K. l. tunnuste uurimine. mööda kosmiliste kiirte tuumade tekitatud jälgi (jälgi). meteoriitides, kuuaines, erilises. satelliitidel eksponeeritud ja Maale tagastatud sihtproovid, avakosmoses töötanud astronautide kiivrites jne. Kaudset uurimismeetodit kasutatakse ka To. l. nende põhjustatud ionisatsiooni mõju kohta ionosfääri alumises osas, eriti polaarsetel laiuskraadidel. Need mõjud on märkimisväärsed. arr. Maa atmosfääri päikese kosmiliste kiirte invasiooni ajal.

3. Kosmilised kiired Maa lähedal

Tab. 1. Tuumade suhteline arvukus kosmilistes kiirtes, Päikesel ja tähtedel (keskmiselt)

Element	Solar C.l.	Päike (fotosfäär)	Tähed	Galaktilised kosmilised kiired
1H	4600*	1445	925	685
2 Ta (-osake)	70*	91	150	48
3Li	?			0,3
4 Be-5 B	0,02			0,8
6C	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
13 Al	?	0,002	0,004	0,06
14Si	0,13*	0,065	0,045	0,12
15 P - 21 Sc	0,06	0,032	0,024	0,13
16S-20Ca	0,04*	0,028	0,02	0,11
22Ti- 28Ni	0,02	0,006	0,033	0,28
26 Fe	0,15*	0,05	0,06	0,14

* Vaatlusandmed vahemikus =1-20 MeV/nukleon, ülejäänud arvud selles veerus viitavad peamiselt >40 MeV/nukleonile. Enamiku väärtuste täpsus tabelis tervikuna on 10–50%. ** Hapnikutuumade rohkust võetakse kui ühtsust.

K. l. olulisemad omadused. yavl. nende koostis (jaotus masside ja laengute järgi), energeetiline. spekter (energiajaotus) ja anisotroopia aste (saabumise jaotus). Tuumade suhteline sisaldus K. l. on toodud tabelis 1. Tabelist. 1 on näha, et koosseisus K. l. galaktiline palju rohkemate kergete tuumade päritolu ( Z= 3–5) kui päikese kosmilistes kiirtes. ja keskmiselt Galaktika tähtedes. Lisaks sisaldavad nad loodusliku rohkusega võrreldes oluliselt rohkem raskeid mürke (20). Need mõlemad erinevused on väga olulised K. l. päritolu küsimuse selgitamiseks.

Erineva massiga osakeste suhteline arv kosmilistes kiirtes. on toodud tabelis. 2.

Tab. 2. Kosmiliste kiirte koostis ja mõned omadused energiaga 2,5 GeV/nukleon

lkprootonid1 1 1300 10000 10000 -osakeheeliumi tuumad2 4 94 720 1600 Lkerged tuumad3-5 10 2,0 15 10 -4 Mkeskmised tuumad6-9 14 6,7 52 14 Hrasked tuumad10 31 2,0 15 6 vhväga rasked tuumad20 51 0,5 4 0,06 SHkõige raskemad tuumad > 30 100 ~10 -4 ~10 -3 eelektronid1 1/1836 13 100 10000

Näha on, et primaarsete kosmiliste kiirte voos on ülekaalus prootonid, mis moodustavad üle 90% kõikide osakeste arvust. Prootonite suhtes moodustavad -osakesed 7%, elektronid ~ 1% ja rasked tuumad alla 1%. Need arvud viitavad osakestele energiaga 2,5 GeV nukleoni kohta, mõõdetuna Maa lähedal minimaalse päikese aktiivsuse juures, kui vaadeldav energia on. spektrit võib pidada lähedaseks kosmiliste kiirte moduleerimata spektrile. tähtedevahelises ruumis.

Integraalne energia. spekter K. l. align="absmiddle" width="145" height="22"> [osakesed/(cm 2 s)] peegeldab osakeste arvu sõltuvust I kõrgema energiaga ( I 0 - normaliseerimiskonstant, +1 - spektri indeks, miinusmärk näitab, et spekter on langeva iseloomuga, s.t. intensiivsuse suurenemisega Kuni. l. väheneb). Sageli kasutatakse ka spektri diferentsiaalset esitust [osakesed / (cm 2 s MeV)], mis peegeldab sõltuvust osakeste arvust ühikulise energiaintervalli (1 MeV) kohta.

Diferentsiaalspekter, võrreldes integraalspektriga, võimaldab paljastada energeetika peenemaid detaile. jaotus K. l. Seda on näha jooniselt fig. 2, mis näitab Maa lähedal täheldatud kosmiliste kiirte diferentsiaalspektrit vahemikus umbes 10 6 kuni eV. Osakesed K. l. sellesse intervalli jäävate energiatega alluvad päikese aktiivsuse mõju, seega energia uurimine. spekter K. l. vahemikus 10 6 -10 11 eV on ülimalt oluline kosmiliste kiirte läbitungimise mõistmiseks. tähtedevahelisest planeetidevahelisest ruumist, kosmiliste kiirte vastastikmõjud. planeetidevahelise magnetiga. väli (IMF) ja , päikese-maa suhete tõlgendamiseks.

Enne atmosfääri- ja magnetosfääriväliste vaatluste algust tegi K. l. küsimus diferentsiaalspektri kujust eV piirkonnas tundus üsna selge: Maa-lähedase spektri maksimum on 400 MeV/nukleon; moduleerimata spekter tähtedevahelises ruumis peab olema võimuseaduse vormis; planeetidevahelises ruumis ei tohiks olla galaktikaid. K. l. väikesed energiad. Otsemõõtmised K. l. vahemikus 10 6 kuni 10 8 eV näitas vastupidiselt ootustele, et alates umbes = 30 MeV (ja madalamal) on kosmiliste kiirte intensiivsus. kasvab uuesti, st. leiti spektris iseloomulik langus. Tõenäoliselt on rike kosmiliste kiirte suurenenud modulatsiooni tagajärg. eV piirkonnas, kus osakeste hajumine IMF-i ebahomogeensuste poolt on kõige tõhusam.

On kindlaks tehtud, et eV juures on K. l. ei allu enam modulatsioonile ja selle kalle vastab väärtusele 2,7 kuni eV. Sel hetkel läbib spekter katkemise (indeks tõuseb =3,2-3,3-ni). On viiteid sellele, et samal ajal osana K. l. suureneb raskete tuumade osakaal. Siiski on andmeid K. l. koosseisu kohta. selles energiapiirkonnas on endiselt väga vähe. align="absmiddle" width="118" height="17"> eV korral peaks spekter järsult katkema osakeste põgenemise tõttu galaktikatevahelisse ruumi. ruum ja interaktsioonid footonitega. Osakeste voog ülikõrgete energiate piirkonnas on väga väike: keskmiselt ei lange 10 km 2 suurusele alale aastas rohkem kui üks osake eV kohta.

K. l. eV-d iseloomustab kõrge isotroopsus: 0,1% täpsusega on osakeste intensiivsus kõigis suundades ühesugune. Suurematel energiatel anisotroopia suureneb ja ulatub eV vahemikus mitu korda. kümneid % (joonis 3). Anisotroopia ~ 0, 1% maksimumiga kell 19:00 sidereaalse aja lähedal vastab kosmiliste kiirte valdavale liikumissuunale. mööda magnetvälja jooni. galaktika väljad. spiraalõlg, milles Päike asub. Osakeste energia suurenedes nihkub maksimumi aeg kella 13-ni külgmise aja järgi, mis vastab kosmiliste kiirte triivivoo olemasolule. eVga galaktikast üle magnetvälja joonte.

4. Kosmiliste kiirte päritolu

K. l. kõrge isotroopia tõttu. Vaatlused Maa lähedal ei võimalda meil kindlaks teha, kus need tekivad ja kuidas nad universumis jaotuvad. Nendele küsimustele vastas raadioastronoomia seoses kosmose avastamisega. Hz raadiosagedusalas. Seda kiirgust tekitavad magnetväljas liikudes väga suure energiaga elektronid. galaktika väli.

Sagedus, mille juures raadiokiirguse intensiivsus on maksimaalne, on seotud magnetvälja tugevusega. väljad H ja elektroni energia suhtega (Hz), kus on elektroni sammunurk (nurk elektroni kiiruse vektori ja vektori vahel H). Magn. Galaktika väli, mõõdeti mitu. meetodid, omab väärtust E. Keskmiselt, kui E ja = 0,5, eV, s.o. raadiokiirgust kiirgavatel elektronidel peab olema sama energia kui peamisel. Maa lähedal täheldatud kosmiliste kiirte mass. Need elektronid, mis on üks kosmiliste kiirte komponente, hõivavad laiendatud piirkonna, mis hõlmab kogu galaktika ja mida nimetatakse galaktiliseks piirkonnaks. halo. Tähtedevahelises magn. Väljadel liiguvad elektronid nagu teisedki suure energiaga laetud osakesed – prootonid ja raskemad tuumad. Ainus erinevus seisneb selles, et elektronid kiirgavad oma väikese massi tõttu erinevalt raskematest osakestest intensiivselt raadiolaineid ja ilmutavad end seeläbi galaktika kaugemates osades, olles kosmiliste kiirte indikaatoriks. üleüldse.

Lisaks üldisele galaktilisele sünkrotronraadiokiirgus, avastati selle diskreetsed allikad: kestad, galaktika tuum,. On loomulik eeldada, et kõik need objektid on kosmiliste kiirte allikad.

Kuni 70ndate alguseni. 20. sajandil paljud uurijad uskusid, et K. l. koos align="absmiddle" width="89" height="17"> eV-ga on enamasti metagalaktilised. päritolu. Samas juhiti tähelepanu teadaolevate galaktikate puudumisele. kuni 10 21 eV osakeste allikad ja raskused, mis on seotud nende Galaktikas sisalduva probleemiga. Seoses pulsarite avastamisega (1967) kaaluti mitmeid võimalikke mehhanisme isegi väga raskete tuumade kiirendamiseks ülikõrgetele energiatele. Teisest küljest näitavad saadud andmed, et Maa lähedal vaadeldavad elektronid tekivad ja kogunevad Galaktikas. Pole põhjust arvata, et prootonid ja raskemad tuumad käituvad selles osas erinevalt. Seega on galaktika teooria õigustatud. päritolu K. l.

Kaudne kinnitus sellele teooriale saadi andmetest kosmiliste allikate leviku kohta taevasfääris. gammakiirgus. See kiirgus tekib kosmiliste kiirte kokkupõrgete käigus tekkivate -mesonite lagunemise tõttu. tähtedevahelise gaasi osakestega ja ka relativistlike elektronide kokkupõrgete tõttu tähtedevahelise gaasi osakestega. Gammakiirgust magnetid ei mõjuta. väljad, nii et nende saabumise suund osutab otse allikale. Vastupidiselt Päikesesüsteemi sees täheldatud kosmiliste kiirte peaaegu isotroopsele jaotusele osutus gammakiirguse jaotus taeva kohal väga ebaühtlaseks ja sarnaseks supernoovade jaotumisega galaktikate vahel. pikkuskraad (joon. 4). Hea kokkulepe katseandmete ja gammakiirguse eeldatava jaotuse vahel taevasfääris on tugev tõend selle kohta, et peamine. Kosmiliste kiirte allikaks on supernoovad.

Päritoluteooria K. l. tugineb mitte ainult galaktika hüpoteesile K. l. allikate olemust, aga ka ideest, et K. l. pikka aega hoitakse galaktikas, voolates aeglaselt galaktikatevahelisse. ruumi. Liikudes sirgjooneliselt, K. l. oleks mõne aja pärast galaktikast lahkunud. tuhat aastat pärast genereerimise hetke. Galaktika mastaabis on see aeg nii lühike, et nii kiire lekke korral oleks kaotusi võimatu korvata. Tähtedevahelises magnetilises aga tugevalt põimunud jõujoontega väli on keeruka iseloomuga, mis meenutab molekulide difusiooni gaasis. Selle tulemusena lekkeaeg K. l. galaktikast on tuhandeid kordi suurem kui sirgjoonelise liikumise ajal. Eelnev puudutab osakeste osad K. l. (eV-ga). Kõrgema energiaga osakesed, mille arv on väga väike, tõrjub galaktika nõrgalt kõrvale. magn. välja ja lahkuda Galaxyst suhteliselt kiiresti. Ilmselt on sellega seotud kosmiliste kiirte spektri katkemine. kell eV.

K. l. lekkeaja kõige usaldusväärsem hinnang. Galaxyst saadakse andmetest nende koostise kohta. K. l. väga suurel hulgal (võrreldes elementide keskmise rohkusega) leidub kergeid tuumasid (Li, Be, B). Need on moodustunud kosmiliste kiirte raskematest tuumadest. kui viimased põrkuvad tähtedevahelise gaasi (peamiselt vesiniku) aatomite tuumadega. Selleks, et kergeid tuumasid oleks vaadeldavas koguses, on K. l. nende Galaktikas liikumise ajal tähtedevahelise aine paksus ca. 3 g/cm. Tähtedevahelise gaasi jaotuse ja supernoova plahvatuste jäänuste andmetel kosmoselaeva vanus. ei ületa 30 miljonit aastat.

Peamisena supernoova kasuks Kosmiliste kiirte allikat näitavad lisaks raadio-, röntgen- ja gammakiirguse astronoomia andmetele ka hinnangud nende energia vabanemisele sähvatuste ajal. Supernoova plahvatustega kaasneb tohutute gaasimasside väljapaiskumine, mis moodustavad plahvatava tähe ümber suure eredalt helendava ja laieneva kesta (udu). Plahvatuse koguenergia, mis kulub kiirgusele ja kineetikale. gaasi paisumise energia võib ulatuda 10 51 -10 52 erg-ni. Meie galaktikas pursavad supernoovad viimastel andmetel keskmiselt vähemalt kord 100 aasta jooksul. Kui omistada sellele ajavahemikule sähvatusenergia 10 51 erg, siis vt. välgu võimsus on umbes. erg/s. Teisest küljest, et säilitada tänapäevane energiatihedus K. l. OKEI. 1 eV/cm allikate võimsus K. l. juures vrd. eluaegne K. l. Galaxys peavad aastad olema vähemalt 10 40 erg/s. Sellest järeldub, et kosmiliste kiirte energiatiheduse säilitamiseks. kaasaegse kohta tase on piisav, et neid üle kanda vaid mõned. Supernoova plahvatuse võimsus %. Raadioastronoomia suudab aga otse tuvastada ainult raadiot kiirgavaid elektrone. Seetõttu ei saa veel lõplikult väita (kuigi see tundub üsna loomulik, eriti gammakiirguse astronoomia saavutusi silmas pidades), et supernoova plahvatuste käigus tekib ka piisav arv prootoneid ja raskemaid tuumasid. Sellega seoses ei ole muude võimalike kosmiliste kiirte allikate otsimine oma tähtsust kaotanud. Sellega seoses pakuvad suurt huvi pulsarid (kus ilmselt on võimalik osakeste kiirendamine ülisuurteks energiateks) ja galaktikate piirkond. tuumad (kus on võimalikud palju suurema võimsusega plahvatuslikud protsessid kui supernoova plahvatused). Kuid K. l. galaktiline ilmselt ei ületa nende generatsiooni koguvõimsust supernoova puhangute ajal. Lisaks lahkub suurem osa tuumas tekkinud kosmilistest kiirtest Galaktika kettalt enne Päikese lähedusse jõudmist. Seega võime eeldada, et supernoova plahvatused yavl. peamine, kuigi mitte ainus allikas K. l.

5. Kosmiliste kiirte kiirendusmehhanismid

Küsimus osakeste kiirendamise võimalikest mehhanismidest kuni energiateni ~ 10 21 eV pole veel kaugeltki detailideni lõpetatud. lahendusi. Üldiselt on aga kiirendusprotsessi olemus juba selge. Tavalises (ioniseerimata) gaasis toimub energia ümberjaotumine osakeste vahel nende omavaheliste kokkupõrgete tõttu. Haruldases ruumis Plasmas mängivad laetud osakeste kokkupõrked väga väikest rolli ning üksiku osakese energia muutus (kiirendus või aeglustumine) on tingitud tema vastasmõjust el.-magnetiga. väljad, mis tekivad kõigi seda ümbritsevate plasmaosakeste liikumisest.

Normaalsetes tingimustes on osakeste arv, mille energia on märgatavalt suurem kui vt. plasmaosakeste soojusliikumise energia on tühine. Seetõttu peaks osakeste kiirendamine algama praktiliselt soojusenergiatest. Kosmoses Plasmal (elektriliselt neutraalsel) ei saa olla märkimisväärset elektrostaatilist laadi. väljad, to-rukis võib kiirendada laetud osakesi põllu punktide vahelise potentsiaalse erinevuse tõttu. Kuid plasmas võib esineda elektriline. impulsiivse või induktiivse iseloomuga väljad. Elektriline impulss väljad ilmuvad näiteks neutraalse voolu lehe purunemisel, mis tekib magneti kokkupuutepiirkonnas. vastupidise polaarsusega väljad (vt). Induktsioon elektriline väli ilmub siis, kui magnettugevus suureneb. väljad ajaga (betatroni efekt). Lisaks impulssväljadele võib kiirenduse algstaadium olla tingitud kiirendatud osakeste interaktsioonist plasmalainete elektriväljadega piirkondades, kus on intensiivne turbulentne plasmaliikumine.

Ilmselt eksisteerib kosmoses kiirendusmehhanismide hierarhia, mis toimivad erinevates kombinatsioonides või erinevates jadades, olenevalt konkreetsetest tingimustest kiirenduse valdkonnas. Elektriline kiirendusimpulss. välja või plasma turbulents aitab kaasa järgnevale kiirendusele induktsiooni (betatroni) mehhanismi või Fermi mehhanismi abil.

Osa osakeste kiirendamise protsessi tunnuseid ruumis seostatakse plasma käitumisega magneesiumides. valdkonnas. Kosmos magn. väljad eksisteerivad suurtes kogustes ruumis. laenguga osake Ze ja hoogu lk liigub magnetiliselt valdkonnas H mööda hetkelise kõverusraadiusega kõverat rada
,
Kus R = cp/Ze- magn. osakeste jäikus (mõõdetuna voltides), - osakese kaldenurk. Kui väli muutub vähestel kaugustel, mis on võrreldavad , siis on osakeste trajektoor spiraalikujuline, mis keerdub ümber magnetvälja joone. väljad. Sel juhul on jõujooned justkui plasma külge kinnitunud (plasmaks külmunud) - plasma mis tahes lõigu nihkumine põhjustab vastava magnetvälja joonte nihke ja deformatsiooni. väljad ja vastupidi. Kui plasmas ergastatakse piisavalt intensiivseid liikumisi (selline olukord tekib nt supernoova plahvatuse tagajärjel), siis selliseid juhuslikult liikuvaid plasma piirkondi on palju. Selguse huvides on mugav käsitleda neid eraldi plasmapilvedena, mis liiguvad üksteise suhtes suurel kiirusel. Peamine plasmaosakeste mass hoitakse pilvedes ja liigub koos nendega. Küll aga väike hulk suure energiaga osakesi, mille puhul trajektoori kõverusraadius magn. plasmaväli on võrreldav pilve suurusega või ületab selle, sattudes pilve, sinna ei jää. Neid osakesi tõrjub ainult magnet. Pilve väljas toimub osakese omamoodi kokkupõrge pilvega kui tervikuga ja osakeste hajumine sellel (joon. 5). Sellistes tingimustes vahetab osake tõhusalt energiat kogu pilvega korraga. Aga kineetika pilve energia on väga kõrge ja põhimõtteliselt ka kiirendatud energia osakesed võivad kasvada lõputult, kuni osake intensiivsete plasma liikumistega piirkonnast lahkub. See on statistika olemus. E. Fermi poolt 1949. aastal välja pakutud kiirendusmehhanism. Samamoodi kiirendatakse osakesi, kui nad interakteeruvad võimsate lööklainetega (nt planeetidevahelises ruumis), eriti kui kaks lööklaine lähenevad üksteisele, moodustades peegeldavaid magnetvälju. "peeglid" (või "seinad") kiirendatud osakeste jaoks.

Kõik kiirendusmehhanismid viivad kosmiliste kiirte spektrini, milles osakeste arv energia suurenedes väheneb. Siin lõpevad mehhanismide sarnasused. Vaatamata intensiivsele teoreetilisele ja eksperimentaalsed uuringud, kuni on leitud universaalne kiirendusmehhanism või mehhanismide kombinatsioon, mis võiks selgitada kõiki kosmiliste kiirte spektri ja laengu koostise omadusi. Näiteks impulsselektri puhul väljad E kõvaduse juurdekasvu määr R määratakse suhtega dR/dt = cE, st. ei sõltu originaalmagnetist. osakeste jäikus. Sel juhul kiirendatakse kõiki tegevusväljas olevaid osakesi E , peegeldab nende koostis esialgse plasma koostist ja spekter on sellise kujuga DR)~eksp -(R/R 0), kus R 0 - spektri iseloomulik jäikus.

Plasmalainetega kiirendades saab kiirendada osakesi, mille energia on vaid paar korda. kordades termilisem. Selliste osakeste arv ei ole liiga väike, kuid kiirendustingimused sõltuvad oluliselt osakeste tüübist, mis peaks viima nende koostises tugeva muutuseni võrreldes esialgse plasma koostisega. Kiirendatud prootonite spekter võib aga sel juhul olla ~ exp -(R/R 0).

Betatroni mehhanism, mis põhineb adiabaatilise säilivusel osakeste liikumise invariant = const, annab võimsusseaduse spektri ja ei ole osakeste tüübi suhtes selektiivne, kuid selle efektiivsus on võrdeline magnetilisusega. osakeste jäikus ( dR/dt ~ R), st. selle toimimine nõuab eelnevat kiirendamist (süstimist).

Fermi kiirendusmehhanism annab võimuseaduse energiat. spekter, kuid see on osakeste liigi suhtes selektiivne. Lööklainete kiirendus kosmoses. plasma viib ka võimuseaduse energeetilise. spekter ja teoreetiliselt. arvutused annavad indeksi = 2,5, mis ühtib üsna hästi kosmiliste kiirte spektri vaadeldud kujuga. Seega võimaldab kiirenduse teooria kiirendatud osakeste (eriti päikese kosmiliste kiirte) vaadeldud spektrite tõlgendamisel kahemõtteliselt tõlgendada.

Impulsselektrilise kiirendamise protsessid. magnetvälja nulljoonte lähedal. väljad on täheldatud rakettide ajal Päikesel, kui mitu. ilmuvad min osakesed, mis kiirendatakse mitmekordse energiani. GeV. Pulsaride lähedal, galaktika supernoova kestades, aga ka galaktikas. objektid – raadiogalaktikad ja kvasarid – võib see protsess mängida ka DOS-i rolli. kiirendusmehhanismi või vähemalt pihusti rolli. Viimasel juhul kiirendatakse süstitud osakesi kuni max. täheldatud K. l. energiad, mis tulenevad interaktsioonidest lainete ja magneti ebahomogeensusest. väljad turbulentses plasmas.

Vaatlused erinevates mastaapides (Galaktika, Päike, Maa magnetosfäär jne) näitavad, et ruumis toimub osakeste kiirendus. plasma kõikjal, kus on piisavalt intensiivsed ebahomogeensed liikumised ja magnetilised. väljad. Suure hulga ja kuni väga suure energiaga osakesi saab aga kiirendada ainult siis, kui plasmale antakse väga kõrge kineetiline energia. energiat. Täpselt nii suurejoonelises ruumis juhtubki. protsessid, nagu supernoova plahvatused, raadiogalaktikate ja kvasarite aktiivsus.

Koos tohutu rolliga K. l. astrofüüsikas protsesse, on vaja märkida nende tähtsust Maa kauge mineviku (kliimamuutused, biosfääri areng jne) uurimisel ja mõningate praktiliste probleemide lahendamisel. oleviku ülesanded (kosmonautide kiirgusohutuse tagamine, kosmiliste kiirte võimaliku panuse hindamine meteoroloogilistesse mõjudesse jne).

Lit.:
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Kosmiliste kiirte päritolu, M., 1963; Miroshnichenko L.I., Kosmilised kiired planeetidevahelises ruumis, M., 1973; Dorman L.I., Kosmiliste kiirte astrofüüsika eksperimentaalsed ja teoreetilised alused, M., 1975; Toptygin I. N., Kosmilised kiired planeetidevahelistes magnetväljades, M., 1983.

(L.I. Mirošnitšenko)