پرتوهای کیهانی چیست؟ پرتوهای کیهانی (تابش کیهانی)

از ویکیپدیا، دانشنامه آزاد

اشعه های کیهانی - ذرات بنیادیو هسته های اتم هایی که با انرژی های بالا در فضای بیرونی حرکت می کنند.

اطلاعات اولیه

فیزیک پرتوهای کیهانیجزء محسوب می شود فیزیک انرژی بالاو فیزیک ذرات.

فیزیک پرتوهای کیهانیمطالعات:

• فرآیندهای منجر به ظهور و شتاب پرتوهای کیهانی؛
• ذرات پرتوهای کیهانی، ماهیت و خواص آنها؛
• پدیده های ناشی از ذرات پرتوهای کیهانی در فضای بیرونی، جو زمین و سیارات.

بررسی شار ذرات کیهانی باردار و خنثی با انرژی بالا که بر روی مرز جو زمین می افتند مهمترین مسئله تجربی است.

طبقه بندی بر اساس منشاء پرتوهای کیهانی:

• خارج از کهکشان ما
• در کهکشان
• در خورشید
• در فضای بین سیاره ای

اولیهبه نام پرتوهای فراکهکشانی و کهکشانی. ثانویمرسوم است که جریان های ذره ای را که در جو زمین عبور می کنند و تبدیل می شوند، می نامند.

پرتوهای کیهانی جزء تشعشعات طبیعی (تابش پس زمینه) در سطح زمین و جو هستند.

قبل از توسعه فناوری شتاب دهنده، پرتوهای کیهانی به عنوان تنها منبع ذرات بنیادی با انرژی بالا عمل می کردند. بنابراین، پوزیترون و میون برای اولین بار در پرتوهای کیهانی یافت شدند.

طیف انرژی پرتوهای کیهانی شامل 43 درصد انرژی پروتون ها، 23 درصد دیگر انرژی هلیوم (ذرات آلفا) و 34 درصد انرژی حمل شده توسط بقیه ذرات است.

از نظر تعداد ذرات، پرتوهای کیهانی 92٪ پروتون، 6٪ هسته هلیوم، حدود 1٪ عناصر سنگین تر، و حدود 1٪ الکترون هستند. هنگام مطالعه منابع پرتوهای کیهانی در خارج از منظومه شمسی، جزء پروتون-هسته ای عمدتاً توسط شار پرتو گاما ایجاد می شود که توسط تلسکوپ های پرتو گاما در حال چرخش ایجاد می شود، و جزء الکترونیکی توسط تابش سنکروترون تولید شده توسط آن تشخیص داده می شود که در محدوده رادیویی (به ویژه در امواج متری در ناحیه مغناطیسی من و میدان مغناطیسی من در ناحیه مغناطیسی من گسیل می شود) منبع پرتو کیهانی - و در محدوده فرکانس بالاتر. بنابراین، قطعه الکترونیکی را می توان با ابزارهای نجومی زمینی نیز شناسایی کرد.

به طور سنتی، ذرات مشاهده شده در CR ها به دو دسته تقسیم می شوند گروه های زیر: $p\; (Z=1)،\; \backslash alpha\; (Z=2)،\; L\; (Z=3-5)،\; M\; (Z=6-9)،\; H\; (Z\; \backslash geqslant\; 10)،\; VH\; (Z\; \backslash geqslant\; 20)$(به ترتیب پروتون ها، ذرات آلفا، سبک، متوسط، سنگین و فوق سنگین). ویژگی ترکیب شیمیاییتشعشع اولیه کیهانی مقدار غیرعادی زیاد (چند هزار برابر) هسته های گروه L (لیتیوم، بریلیم، بور) در مقایسه با ترکیب ستارگان و گاز بین ستاره ای است. این پدیده با این واقعیت توضیح داده می شود که مکانیسم تولید ذرات کیهانی در درجه اول باعث شتاب هسته های سنگین می شود که هنگام تعامل با پروتون های محیط بین ستاره ای به هسته های سبک تر تبدیل می شوند. این فرض با این واقعیت تأیید می شود که CR ها دارای درجه بسیار بالایی از همسانگردی هستند.

تاریخچه فیزیک پرتوهای کیهانی

برای اولین بار، نشانه ای از احتمال وجود تشعشعات یونیزان با منشاء فرازمینی در آغاز قرن بیستم در آزمایشات روی مطالعه رسانایی گازها به دست آمد. جریان الکتریکی خود به خودی مشاهده شده در گاز را نمی توان با یونیزاسیون ناشی از رادیواکتیویته طبیعی زمین توضیح داد. تشعشع مشاهده شده به قدری نافذ بود که در محفظه های یونیزاسیون، که توسط لایه های ضخیم سرب محافظت می شد، جریان باقی مانده همچنان مشاهده شد. در سال های 1911-1912، تعدادی آزمایش با اتاقک های یونیزاسیون روی بالون ها انجام شد. هس دریافت که تابش با ارتفاع افزایش می یابد، در حالی که یونیزاسیون ناشی از رادیواکتیویته زمین باید با ارتفاع کاهش یابد. در آزمایشات کولچرستر ثابت شد که این تابش از بالا به پایین هدایت می شود.

در سالهای 1921-1925، فیزیکدان آمریکایی Millikan، با مطالعه جذب تابش کیهانی در جو زمین بسته به ارتفاع مشاهده، دریافت که در سرب این تابش به همان روشی که تابش گامای هسته ها جذب می شود. میلیکان اولین کسی بود که این تابش را پرتوهای کیهانی نامید. در سال 1925، فیزیکدانان شوروی، L. A. Tuvim و L. V. Mysovsky، جذب تابش کیهانی در آب را اندازه گیری کردند: معلوم شد که این تابش ده برابر ضعیف تر از تابش گامای هسته ها جذب می شود. Mysovsky و Tuwim همچنین کشف کردند که شدت تابش بستگی به فشار بارومتری دارد - آنها "اثر بارومتریک" را کشف کردند. آزمایش‌های D. V. Skobeltsyn با یک محفظه ابری که در یک میدان مغناطیسی ثابت قرار گرفته بود، به دلیل یونیزاسیون، ردیابی (ردیابی) ذرات کیهانی را ممکن کرد. DV Skobeltsyn بارانی از ذرات کیهانی را کشف کرد. آزمایشات در پرتوهای کیهانی امکان انجام تعدادی اکتشاف اساسی را برای فیزیک ریزجهان فراهم کرد.

پرتوهای کیهانی خورشیدی

پرتوهای کیهانی خورشیدی (SCR) ذرات باردار پرانرژی - الکترون ها، پروتون ها و هسته ها - هستند که توسط خورشید به فضای بین سیاره ای تزریق می شوند. انرژی SCR از چند KeV تا چندین GeV متغیر است. در قسمت پایینی این محدوده، SCR ها با پروتون های جریان های باد خورشیدی پرسرعت هم مرز هستند. ذرات SCR به دلیل شراره های خورشیدی ظاهر می شوند.

پرتوهای کیهانی با انرژی فوق العاده بالا

انرژی برخی از ذرات از حد GZK فراتر می رود (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - حد انرژی نظری برای پرتوهای کیهانی 5·10 19 eV، ناشی از تعامل آنها با فوتون های تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی. سالانه چندین ده ذره از این دست توسط رصدخانه آگاسا ثبت می شد. (انگلیسی)روسی. این مشاهدات هنوز توضیح علمی به اندازه کافی اثبات شده ندارند.

ثبت پرتوهای کیهانی

برای مدت طولانی پس از کشف پرتوهای کیهانی، روش‌های ثبت آنها با روش‌های ثبت ذرات در شتاب‌دهنده‌ها، اغلب - شمارنده‌های تخلیه گاز یا امولسیون‌های عکاسی هسته‌ای که در استراتوسفر یا فضای بیرونی بیرون آمده بودند، تفاوتی نداشت. اما این روش به مشاهدات سیستماتیک ذرات پرانرژی اجازه نمی دهد، زیرا آنها به ندرت ظاهر می شوند و فضایی که چنین شمارنده ای می تواند در آن مشاهدات انجام دهد به دلیل اندازه آن محدود است.

رصدخانه های مدرن بر اساس اصول دیگری کار می کنند. هنگامی که یک ذره پرانرژی وارد اتمسفر می شود، با اتم های هوا در 100 گرم بر سانتی متر مربع اول برهم کنش می کند و انبوهی از ذرات، عمدتاً پیون ها و میون ها را ایجاد می کند که به نوبه خود ذرات دیگری و غیره را ایجاد می کند. مخروطی از ذرات تشکیل می شود که به آن دوش می گویند. چنین ذرات با سرعتی بیش از سرعت نور در هوا حرکت می کنند، به همین دلیل درخشش چرنکوف وجود دارد که توسط تلسکوپ ها ثبت شده است. این تکنیک به شما امکان می دهد مناطقی از آسمان را با مساحت صدها کیلومتر مربع رصد کنید.

اهمیت برای سفرهای فضایی

فضانوردان ایستگاه فضایی بین المللی، هنگامی که چشمان خود را می بندند، بیش از هر 3 دقیقه یک بار فلاش های نور را مشاهده می کنند، شاید این پدیده با برخورد ذرات پر انرژی که وارد شبکیه چشم می شوند همراه باشد. با این حال، این به طور تجربی تأیید نشده است؛ ممکن است این تأثیر منحصراً مبنای روانشناختی داشته باشد.

قرار گرفتن طولانی مدت در معرض تشعشعات کیهانی می تواند تأثیر بسیار منفی بر سلامت انسان داشته باشد. برای گسترش بیشتر بشر به سایر سیارات منظومه شمسی، لازم است حفاظت قابل اعتماد در برابر چنین خطراتی ایجاد شود - دانشمندان روسیه و ایالات متحده در حال حاضر به دنبال راه هایی برای حل این مشکل هستند.

همچنین ببینید

• رصدخانه پیر اوگر ( انگلیسی)

نظر خود را در مورد مقاله "پرتوهای کیهانی" بنویسید.

یادداشت

1. // دایره المعارف فیزیکی / چ. ویرایش A. M. Prokhorov. - M .: دایره المعارف بزرگ روسیه، 1990. - T. 2. فاکتور کیفیت - Magneto-optics. - س 471-474. - 703 ص. - شابک 5852700614 .
3. گینزبورگ V.L. ، Syrovatsky S.I. وضعیت فعلیسوال منشا پرتوهای کیهانی // UFN. - 1960. - شماره 7.- S. 411-469. - ISSN 1996-6652. - آدرس اینترنتی: ufn.ru/ru/articles/1960/7/b/
4. ، با. 18.
5. V. L. Ginzburgپرتوهای کیهانی: 75 سال تحقیق و چشم انداز آینده // زمین و کیهان. - M .: Nauka، 1988. - شماره 3. - ص 3-9.
7. ، با. 236.

ادبیات

• S. V. Murzin. مقدمه ای بر فیزیک پرتوهای کیهانی. مسکو: آتومیزدات، 1979.
• مدل فضای بیرونی - M.: انتشارات دانشگاه دولتی مسکو، در 3 جلد.
• A. D. Filonenko(روسی) // UFN . - 2012. - T. 182. - S. 793-827.
• دورمن L.I.تجربی و مبنای نظریاخترفیزیک پرتوهای کیهانی - M .: Nauka، 1975. - 464 p.
• ویرایش شیرکوف D.V.فیزیک عالم صغیر. - م.: دایره المعارف شوروی، 1980. - 528 ص.

پیوندها

اجزاء سحابی ها مناطق تشکیل ستاره تشکیلات دور ستاره ای تابش - تشعشع

گزیده ای که پرتوهای کیهانی را توصیف می کند

در این هنگام پتیا که هیچ کس به او توجهی نکرد، به سمت پدرش رفت و با صدایی شکسته که اکنون خشن و اکنون لاغر شده بود، تمام قرمز شد و گفت:
"خب، حالا، بابا، من قاطعانه می گویم - و مادر هم، همانطور که شما می خواهید، - قاطعانه خواهم گفت که به من اجازه می دهید وارد شوم. خدمت سربازیچون نمیتونم... همین...
کنتس با وحشت چشمانش را به آسمان بلند کرد، دستانش را به هم چسباند و با عصبانیت به سمت شوهرش برگشت.
- قضیه همینه! - او گفت.
اما شمارش در همان لحظه از هیجان خود خلاص شد.
او گفت: "خب، خوب." "اینم یه جنگجوی دیگه!" مزخرفات را رها کنید: باید مطالعه کنید.
"این مزخرف نیست، بابا. Obolensky Fedya از من جوانتر است و همچنین می رود و مهمتر از همه ، به هر حال ، من اکنون نمی توانم چیزی یاد بگیرم ، وقتی ... - پتیا ایستاد ، از عرق سرخ شد و همان را گفت: - وقتی وطن در خطر است.
- پر، پر، مزخرف...
اما خودت گفتی که ما همه چیز را قربانی خواهیم کرد.
کنت فریاد زد: "پتیا، من به شما می گویم، ساکت شوید."
- دارم بهت میگم. بنابراین پیوتر کیریلوویچ خواهد گفت ...
- بهت میگم - مزخرفه، شیر هنوز خشک نشده ولی میخواد سربازی بره! خوب، خوب، من به شما می گویم - و کنت، در حالی که اوراق را با خود می برد، احتمالاً برای خواندن دوباره آن در اتاق کار قبل از استراحت، از اتاق خارج شد.
- پیوتر کیریلوویچ ، خوب ، بیا بریم سیگار بکشیم ...
پیر گیج و بلاتکلیف بود. چشمان غیرمعمول درخشان و پر جنب و جوش ناتاشا بی وقفه، بیش از آنکه با محبت به او خطاب شود، او را به این حالت رساند.
-نه فکر کنم برم خونه...
- مثل خانه، اما شما می خواستید یک شب با ما داشته باشید ... و سپس آنها به ندرت شروع به بازدید کردند. و این مال من است ... - کنت با خوشرویی گفت و به ناتاشا اشاره کرد - فقط با تو خوشحال است ...
پیر با عجله گفت: "بله، فراموش کردم ... من قطعاً باید به خانه بروم ... چیزهایی ...".
کنت در حالی که اتاق را کاملاً ترک کرد گفت: «خب، خداحافظ.
- چرا میروی؟ چرا شما ناراحت هستند؟ چرا؟ .. - ناتاشا از پیر پرسید و به چشمان او نگاه کرد.
"چون دوستت دارم! می خواست بگوید، اما نگفت، تا اشک سرخ شد و چشمانش را پایین انداخت.
"زیرا بهتر است کمتر به شما سر بزنم... زیرا... نه، من فقط کاری دارم که باید انجام دهم."
- از چی؟ نه، به من بگو، - ناتاشا با قاطعیت شروع کرد و ناگهان ساکت شد. هر دو با ترس و خجالت به هم نگاه کردند. سعی کرد لبخند بزند اما نتوانست: لبخندش بیانگر رنج بود و بی صدا دست او را بوسید و بیرون رفت.
پیر تصمیم گرفت دیگر با خود از روستوف بازدید نکند.

پتیا، پس از دریافت امتناع قاطع، به اتاق خود رفت و در آنجا، در حالی که خود را از همه قفل کرده بود، به شدت گریه کرد. وقتی او ساکت و غمگین و با چشمانی اشک آلود به چای آمد، همه طوری رفتار کردند که انگار متوجه چیزی نشده بودند.
روز بعد امپراتور آمد. چند تن از خدمتکاران روستوف خواستند بروند و تزار را ببینند. آن روز صبح، پتیا مدت زیادی را صرف لباس پوشیدن کرد، موهایش را شانه کرد و یقه هایش را مانند یقه های بزرگ مرتب کرد. جلوی آینه اخمی کرد، اشاره کرد، شانه هایش را بالا انداخت و در نهایت بدون اینکه به کسی بگوید، کلاهش را سرش کرد و از ایوان پشتی خانه را ترک کرد و سعی کرد مورد توجه قرار نگیرد. پتیا تصمیم گرفت مستقیماً به جایی که حاکم بود برود و مستقیماً برای برخی از ملازان توضیح دهد (به نظر پتیا می رسید که حاکم همیشه در محاصره اتاق نشینان است) که او، کنت روستوف، علیرغم جوانی اش، می خواهد به وطن خدمت کند، که جوانی نمی تواند مانعی برای فداکاری باشد و او آماده است در حالی که او آماده است کلمات زیبا را بگوید که پتیا را آماده می کند.
پتیا دقیقاً به این دلیل که کودک بود روی موفقیت ارائه خود به حاکم حساب می کرد (پتیا حتی فکر می کرد که در جوانی چقدر همه شگفت زده می شوند) و در عین حال در چینش یقه ها ، در مدل موهایش و در یک راه رفتن آرام و آهسته می خواست خود را به عنوان یک پیرمرد نشان دهد. اما هر چه جلوتر می رفت، هر چه بیشتر با مردمی که به کرملین می رسیدند و می رسیدند سرگرم می شد، بیشتر فراموش می کرد درجه و کندی مشخصه بزرگسالان را مشاهده کند. با نزدیک شدن به کرملین ، او قبلاً شروع به مراقبت کرد که تحت فشار قرار نگیرد و با قاطعیت ، با نگاهی تهدیدآمیز ، آرنج های خود را روی دو طرف قرار داد. اما در دروازه ترینیتی، با وجود تمام عزم او، افرادی که احتمالاً نمی دانستند او برای چه هدف میهن پرستانه ای به کرملین می رود، او را به دیوار فشار دادند تا مجبور شود تسلیم شود و متوقف شود در حالی که کالسکه ها با صدایی که زیر طاق ها وزوز می کرد از دروازه عبور می کردند. نزدیک پتیا زنی با یک پیاده، دو تاجر و یک سرباز بازنشسته ایستاده بود. پتیا پس از مدتی ایستادن در دروازه، بدون اینکه منتظر عبور همه کالسکه باشد، می خواست قبل از دیگران حرکت کند و قاطعانه با آرنج خود شروع به کار کرد. اما زنی که روبروی او ایستاده بود و او ابتدا آرنج هایش را روی او گرفت، با عصبانیت بر سر او فریاد زد:
- چه، بارچوک، هل دادن، می بینید - همه ایستاده اند. پس چرا صعود کنید!
پیاده گفت: "همه به این ترتیب صعود خواهند کرد."
پتیا عرقی را که صورتش را پوشانده بود با دستانش پاک کرد و یقه های خیس از عرق را صاف کرد و یقه هایش را درست کرد و آن ها را هم مانند بزرگ های خانه مرتب کرد.
پتیا احساس می‌کرد که ظاهری غیرقابل نمایش دارد و می‌ترسید که اگر خود را به این گونه به اتاق‌نشینان معرفی کند، اجازه دیدن حاکم را نداشته باشد. اما به دلیل سفتی راهی برای بهبودی و رفتن به جای دیگری وجود نداشت. یکی از ژنرال های عبوری از آشنایان روستوف ها بود. پتیا می خواست از او کمک بخواهد، اما فکر کرد که این برخلاف شجاعت است. وقتی همه کالسکه ها رد شدند، جمعیت سرازیر شدند و پتیا را به میدان بردند که همه در اشغال مردم بود. نه تنها در منطقه، بلکه در دامنه ها، روی پشت بام ها، مردم همه جا بودند. به محض اینکه پتیا خود را در میدان یافت، به وضوح صدای زنگ ها و صحبت های مردمی شادی را شنید که کل کرملین را پر کرده بود.
زمانی در میدان جادارتر بود، اما ناگهان همه سرها باز شدند، همه چیز به جایی جلو رفت. پتیا طوری فشرده شد که نتواند نفس بکشد و همه فریاد زدند: «هورا! هورا! پتیا روی نوک پا ایستاده بود، فشار می داد، نیشگون می گرفت، اما چیزی جز اطرافیانش نمی دید.
در همه چهره ها یک بیان مشترک از لطافت و لذت وجود داشت. همسر یکی از بازرگانان که در نزدیکی پتیا ایستاده بود، گریه می کرد و اشک از چشمانش جاری شد.
- پدر، فرشته، پدر! گفت و با انگشت اشک هایش را پاک کرد.
- هورا! از هر طرف فریاد زد برای یک دقیقه جمعیت در یک مکان ایستادند. اما بعد دوباره به جلو دوید.
پتیا، در کنار خودش، دندان هایش را روی هم فشار داد و چشمانش را به طرز وحشیانه ای گرد کرد، با عجله به جلو رفت، با آرنج هایش کار کرد و فریاد زد "هورا!"
«پس حاکمیت یعنی همین! پتیا فکر کرد. - نه، من خودم نمی توانم به او مراجعه کنم، خیلی جسورانه است! اما در آن لحظه جمعیت به عقب برگشتند (از جلو پلیس کسانی را که خیلی نزدیک به راهپیمایی پیشروی می کردند هل داد؛ حاکم در حال عبور از کاخ به سمت کلیسای جامع اسامپشن بود) و پتیا به طور غیرمنتظره ای چنان ضربه ای به دنده های پهلو دریافت کرد و چنان له شد که ناگهان همه چیز در چشمانش تیره شد. وقتی به هوش آمد، یک جور روحانی، با دسته ای از موهای خاکستری پشت سرش، با روسری آبی کهنه، احتمالاً یک سکستون، با یک دست او را زیر بغل گرفت و با دست دیگر از او در برابر جمعیتی که می آمد محافظت می کرد.
- بارچونکا له شد! - گفت شماس. - خب پس!.. راحت تر... له شد، له شد!
حاکم به کلیسای جامع اسامپشن رفت. جمعیت دوباره با هم برابر شدند و شماس پتیا را که رنگ پریده و نفس نمی‌کشید به سمت توپ تزار هدایت کرد. چند نفر به پتیا ترحم کردند و ناگهان همه جمعیت به سمت او برگشتند و از قبل ازدحام در اطراف او بود. کسانی که نزدیک‌تر ایستاده بودند به او خدمت کردند، دکمه‌های کتش را باز کردند، توپ‌ها را روی یک گلخانه نشستند و کسی را سرزنش کردند - کسانی که او را له کردند.
- به این ترتیب می توانید تا حد مرگ له شوید. این چیه! قتل برای انجام! ببین، قلب من، مثل سفره سفید شده است، - صداها گفتند.
پتیا به زودی به خود آمد، رنگ به چهره اش بازگشت، درد ناپدید شد و برای این ناراحتی موقت، جایی روی توپ دریافت کرد، که با آن امیدوار بود حاکمی را که قرار بود به عقب برگردد، ببیند. پتیا دیگر به ارائه دادخواست فکر نمی کرد. اگر فقط می توانست او را ببیند - و آنگاه خود را خوشحال می دانست!
در طول خدمت در کلیسای جامع - یک مراسم دعای واحد به مناسبت ورود حاکم و نماز شکربرای انعقاد صلح با ترکها - جمعیت پخش شد. فروشندگان کواس، شیرینی زنجفیلی، دانه های خشخاش که پتیا به آنها علاقه خاصی داشت، با فریاد ظاهر شدند و صحبت های معمولی شنیده شد. همسر یکی از بازرگانان شال پاره خود را نشان داد و از گرانی آن خبر داد. دیگری گفت که امروزه تمام پارچه های ابریشمی گران شده است. سکستون، ناجی پتیا، داشت با مقام رسمی صحبت می کرد که چه کسی و چه کسی امروز با اسقف خدمت می کند. سکستون کلمه هشیار را چندین بار تکرار کرد که پتیا متوجه نشد. دو تاجر جوان با دختران حیاط که آجیل می جویدند شوخی می کردند. تمام این گفتگوها، به خصوص شوخی با دختران، که برای پتیا در سن او جذابیت خاصی داشت، همه این گفتگوها اکنون به پتیا علاقه ای نداشتند. تو روی گلوله توپش نشستی، همچنان از فکر حاکم و عشقش به او آشفته بود. همزمانی احساس درد و ترس، هنگام فشرده شدن، با احساس لذت، آگاهی از اهمیت این لحظه را در او تقویت کرد.
ناگهان صدای شلیک توپ از خاکریز شنیده شد (اینها به یاد صلح با ترکها شلیک شد) و جمعیت به سرعت به سمت خاکریز هجوم بردند - تا تماشا کنند که چگونه تیراندازی می کنند. پتیا نیز می خواست آنجا بدود، اما شماس که بارچون را تحت حمایت خود گرفته بود، او را رها نکرد. تیراندازی هنوز ادامه داشت زمانی که افسران، ژنرال ها، اتاق داران از کلیسای جامع اسامپشن بیرون دویدند، سپس دیگران آهسته تر بیرون آمدند، کلاه هایشان دوباره از سرشان برداشته شد و کسانی که فرار کرده بودند تا به اسلحه ها نگاه کنند، به عقب دویدند. سرانجام چهار مرد دیگر با لباس و روبان از درهای کلیسای جامع بیرون آمدند. "هورا! هورا! جمعیت دوباره فریاد زدند.
- کدام؟ کدام؟ پتیا با صدای گریان از اطرافش پرسید، اما کسی به او پاسخ نداد. همه خیلی مشتاق بودند و پتیا با انتخاب یکی از این چهار چهره که به دلیل اشکی که از شادی در چشمانش جاری بود نمی توانست به وضوح آنها را ببیند ، تمام خوشحالی خود را روی او متمرکز کرد ، اگرچه حاکم نبود ، با صدای دیوانه وار فریاد زد: "هورا!
جمعیت به دنبال حاکم دویدند، او را تا کاخ همراهی کردند و شروع به متفرق شدن کردند. دیگر دیر شده بود و پتیا چیزی نخورده بود و عرق از او می ریخت. اما او به خانه نرفت و همراه با جمعیت کم‌رنگ، اما همچنان نسبتاً زیادی، در هنگام شام امپراتور، در مقابل کاخ ایستاد و به پنجره‌های کاخ نگاه کرد و انتظار چیز دیگری را داشت و به همان اندازه به بزرگانی که به ایوان می‌رفتند حسادت می‌کرد - به خاطر شام امپراطور و اتاقی که در میز غذا نمی‌خورد.
هنگام شام، حاکم والوف، از پنجره بیرون را نگاه کرد، گفت:
«مردم هنوز امیدوارند که اعلیحضرت را ببینند.
شام دیگر تمام شده بود، امپراتور برخاست و در حالی که بیسکویت خود را تمام کرد، به بالکن رفت. مردم با پتیا در وسط به بالکن هجوم آوردند.
"فرشته، پدر!" هورای پدر! .. - مردم و پتیا فریاد زدند و دوباره زنان و چند مرد ضعیفتر از جمله پتیا از خوشحالی گریستند. یک تکه بیسکویت نسبتاً بزرگ، که حاکم در دست داشت، پاره شد و روی نرده بالکن، از نرده به زمین افتاد. کالسکه پوش کت، که نزدیک ترین محل ایستاده بود، با عجله به سمت این تکه بیسکویت رفت و آن را گرفت. عده ای از جمعیت به سمت کالسکه سوار هجوم آوردند. با توجه به این موضوع، حاکم دستور داد که یک بشقاب بیسکویت برای او سرو کنند و شروع به پرتاب بیسکویت از بالکن کرد. چشمان پتیا پر از خون شد، خطر له شدن او را بیشتر هیجان زده کرد، خود را روی بیسکویت ها انداخت. او نمی دانست چرا، اما مجبور شد یک بیسکویت را از دست شاه بگیرد و مجبور به تسلیم نشد. عجله کرد و پیرزنی را که داشت بیسکویت می گرفت زمین زد. اما پیرزن خود را شکست خورده ندانست، اگرچه روی زمین دراز کشید (پیرزن بیسکویت گرفت و با دستش ضربه نزد). پتیا با زانوی خود دستش را زد، بیسکویت را گرفت و انگار از دیر رسیدن می ترسید، دوباره با صدایی خشن فریاد زد "هورا!".
حاکم رفت و پس از آن بیشتر مردم شروع به پراکندگی کردند.
مردم با خوشحالی از طرف های مختلف گفتند: "بنابراین من گفتم که ما هنوز باید منتظر باشیم - و این اتفاق افتاد."
همانطور که پتیا خوشحال بود، او همچنان از رفتن به خانه ناراحت بود و می دانست که تمام لذت آن روز به پایان رسیده است. از کرملین، پتیا به خانه نرفت، بلکه نزد رفیقش اوبولنسکی که پانزده ساله بود و او نیز وارد هنگ شد، رفت. با بازگشت به خانه با قاطعیت و قاطعیت اعلام کرد که اگر اجازه ورود ندهند فرار خواهد کرد. و روز بعد ، اگرچه هنوز کاملاً تسلیم نشده بود ، کنت ایلیا آندریچ رفت تا دریابد که چگونه پتیا را در مکانی امن تر قرار دهد.

صبح روز پانزدهم، در سومین روز پس از آن، تعداد بی شماری کالسکه در کاخ اسلوبودا ایستاده بودند.
سالن ها پر بود. در اولی اشراف با لباس متحدالشکل، در دومی، بازرگانان با مدال، ریش و کتانی آبی بودند. در سالن مجلس اشراف، هیاهو و حرکتی برپا بود. بر سر یک میز بزرگ، زیر پرتره حاکم، مهمترین اشراف روی صندلی هایی با پشتی بلند نشسته بودند. اما بیشتر اشراف در تالار قدم می زدند.
همه نجیب‌ها، همان‌هایی که پیر هر روز چه در باشگاه و چه در خانه‌هایشان می‌دید، همه با لباس‌های متحدالشکل بودند، برخی در لباس کاترین، برخی در لباس پاولوف، برخی در لباس اسکندر جدید، برخی در نجیب عمومی، و این شخصیت کلی لباس، چیزی عجیب و خارق‌العاده به این پیر و جوان، متنوع‌ترین و آشناترین چهره‌ها می‌داد. به خصوص افراد مسن، نابینا، بی دندان، طاس، متورم از چربی زرد یا چروکیده، لاغر، چشمگیر بودند. بیشتر در جای خود می نشستند و ساکت بودند و اگر راه می رفتند و حرف می زدند خود را به جوانتر می چسباندند. درست همانطور که در چهره های جمعیتی که پتیا در میدان دید، در همه این چهره ها یک ویژگی قابل توجه برعکس وجود داشت: یک انتظار مشترک از چیزی جدی و معمولی، دیروز - مهمانی بوستون، پتروشکا آشپز، سلامتی زینیدا دمیتریونا و غیره.
پیر، از صبح زود در یک لباس نجیب ناجور و باریک که به او تبدیل شده بود، در سالن ها بود. او در حالت آشفتگی بود: اجتماع فوق‌العاده نه تنها اشراف، بلکه بازرگانان - املاک، اتات ژراوکس - مجموعه‌ای از افکار را در او برانگیخت که مدت‌ها رها شده بودند، اما عمیقاً در روح او جا افتاده بودند، درباره کنترات اجتماعی [قرارداد اجتماعی] و انقلاب فرانسه. سخنانی که در فراخوان متوجه شد، مبنی بر اینکه حاکم برای کنفرانسی با مردم خود به پایتخت خواهد آمد، او را در این نگاه تأیید کرد. و او با این باور که از این نظر چیز مهمی در حال نزدیک شدن است ، چیزی که مدتها منتظرش بود ، راه رفت ، از نزدیک نگاه کرد ، به گفتگو گوش داد ، اما هیچ جا بیانی از آن افکاری که او را مشغول کرده بود پیدا نکرد.

پرتوهای کیهانی جریانی از ذرات باردار پرانرژی هستند که از پروتون تشکیل شده اند. آنها از تمام جهات فضای بین ستاره ای از جمله از خورشید به زمین می آیند. پس از وقوع در روز، شدت جریان ها به شدت افزایش می یابد. پرتوهای کیهانی شبیه یک گاز بسیار کمیاب هستند که در آن ذرات تقریباً با یکدیگر تعامل ندارند. اما، با پرواز از طریق ماده، با هسته اتم های آن برخورد می کنند و ذرات بنیادی ناپایدار ایجاد می کنند (آنها با این ردیابی ها شناسایی می شوند). فضای بیرونی نزدیک به زمین توسط پرتوهای کیهانی از دو نوع ثابت و غیر ساکن نفوذ می کند. آنهایی که ساکن هستند شامل شار ذرات از .

در هر ثانیه جریان هایی از انواع ذرات از اعماق فضا روی زمین می ریزند. پرتوهای کیهانی بر فواصل عظیم غلبه می کنند، اما قدرت خود را از دست نمی دهند. آنها به جو سیاره ما حمله می کنند و گازهای تشکیل دهنده آن را یونیزه می کنند. پیشگام این کشف W. Hess بود: با کمک بالون هوای گرماو توانست تعیین کند که یونیزاسیون گازها همانطور که تصور می شد با ارتفاع کاهش نمی یابد، بلکه افزایش می یابد. این نشان داد که ماده رادیواکتیو مسئول این فرآیند در سیاره ما نیست.

انواع

کهکشانی

انرژی پرتوهای اولیه کیهانی، که هسته اتم و ذرات بنیادی هستند، عظیم هستند و به صدها گیگا ولت می رسند. با عبور از جو زمین، ذرات جدیدی به نام پرتوهای کیهانی ثانویه ایجاد می کنند. پرتوهای کیهانی مسافت های زیادی را در کهکشان ما طی می کنند و به طور مداوم جهت را تغییر می دهند.آنها تقریبا سرعت نور دارند و دلیل تغییر جهت در میدان مغناطیسی نهفته است. خروج پرتوها از کهکشان بسیار دشوار است، زیرا میدان مغناطیسی آن بسته است. این امر امکان تأیید نظریه وجود میدان مغناطیسی در کهکشان ما را برای محاسبه قدرت آن فراهم کرد. از محاسبات، معلوم می شود که پرتوهای کیهانی مسافتی تا 1027 سانتی متر را طی دوره های میلیاردها سال طی می کنند. بر اساس زمان وجود ذرات، می توان قدرت منابع آنها را تعیین کرد. برای مثال چنین منابعی هستند. پرتوهای کیهانی قادرند گازهای کمیاب را تا میلیون ها درجه گرم کنند. یک فرآیند مشابه، برای مثال، در ناحیه همرفتی خورشید وجود دارد. این گازها هاله عظیمی به نام تاج کهکشانی را تشکیل می دهند.

آلبیدو

برخی از پرتوها توسط اتمسفر زمین منعکس می شوند و ذرات ثانویه را ایجاد می کنند - آلبیدو. نوترون‌های آلبدو کمربند تابشی را با پروتون‌هایی با انرژی تا 103 مگا ولت و الکترون‌هایی با انرژی چندین مگا الکترون ولت تامین می‌کنند.

خورشیدی

در طول شراره های خورشیدی، جریان هایی از ذرات باردار ساطع می شوند. آنها در لایه های بالایی جو نور شتاب می گیرند و انرژی به اندازه کافی بالا می گیرند. ثبت نام آنها با سطح زمین، در برابر پس زمینه جریان های کهکشانی با انرژی بالاتر، به شکل افزایش شدید در شدت شار پرتو کیهانی رخ می دهد. بخش اعظم پرتوهای خورشید پروتون هایی با انرژی 106 eV است و حد بالایی انرژی آنها 2 است. 10 10 ولت.

پرتوهای انرژی فوق العاده بالا

انرژی ذرات چنین پرتوهایی بالاتر از حد مجاز انرژی نظری است که 5 است. 10 19 ولت. این محدودیت به دلیل برهمکنش آنها با فوتون های اولیه، باقی مانده، تابش است. معلوم می شود که این پرتوهای کیهانی سرگردانی از اعماق کیهان هستند. رصدخانه آگاسا ده ها منبع ذرات با انرژی فوق العاده بالا را در طول سال ردیابی کرد.

ثبت پرتوهای کیهانی

در رصدخانه های مدرن، ردیابی آثار پرتوهای کیهانی با استفاده از تلسکوپ انجام می شود. ذرات پرانرژی که وارد جو می شوند با اتم های هوا تعامل دارند. در نتیجه جریان هایی از پیون ها و میون ها متولد می شوند که خود ذرات دیگری را تشکیل می دهند. این روند ادامه می یابد تا زمانی که مخروطی از ذرات تشکیل شود که دوش نامیده می شود. چنین ذرات سرعتی بالاتر از نور (در هوا) دارند، بنابراین می درخشند. این روش امکان ردیابی مناطقی از آسمان را به مساحت صدها کیلومتر مربع فراهم می کند.

اشعه های کیهانی،جریان هایی از ذرات باردار پرانرژی که از هر طرف از فضا به زمین می آیند و دائما جو آن را بمباران می کنند. پرتوهای کیهانی تحت سلطه پروتون ها هستند، همچنین الکترون ها، هسته های هلیوم و سنگین تر وجود دارد. عناصر شیمیایی(تا هسته هایی با بار Z ≈ 30). هسته های اتم های هیدروژن و هلیوم بیشترین تعداد را در پرتوهای کیهانی دارند (به ترتیب ≈85 و ≈10%). سهم سایر هسته ها کم است (از ≈5٪ تجاوز نمی کند). بخش کوچکی از پرتوهای کیهانی الکترون و پوزیترون هستند (کمتر از 1٪). تابش کیهانی در مرز اتمسفر زمین، شامل تمام ذرات و هسته های باردار پایدار با طول عمر حدود 106 سال یا بیشتر است. در اصل، تنها ذرات شتاب‌گرفته در منابع اخترفیزیکی دوردست را می‌توان پرتوهای کیهانی واقعاً "اولیه" و "ثانویه" نامید - ذراتی که در فرآیند تعامل پرتوهای اولیه کیهانی با گاز بین‌ستاره‌ای تشکیل شده‌اند. بنابراین الکترون‌ها، پروتون‌ها و هسته‌های هلیوم و همچنین کربن، اکسیژن، آهن و غیره که در ستارگان سنتز می‌شوند، اولیه هستند. برعکس، هسته های لیتیوم، بریلیم و بور را باید ثانویه در نظر گرفت. پادپروتون ها و پوزیترون ها تا حدی، اگر نگوییم به طور کامل، ثانویه هستند، اما آن کسری از آنها، که ممکن است منشأ اولیه داشته باشند، اکنون موضوع تحقیق است.

تاریخچه تحقیقات پرتوهای کیهانی

در آغاز. قرن 20 در آزمایشات با الکتروسکوپ و اتاقک های یونیزاسیونیونیزاسیون باقیمانده دائمی گازها ناشی از نوعی تابش نافذ کشف شد. بر خلاف تابش مواد رادیواکتیو محیط، تشعشعات نافذ حتی نمی توانند لایه های ضخیم سرب را متوقف کنند. ماهیت فرازمینی تشعشعات نافذ شناسایی شده در سال 1912 مشخص شد (W. Hess, جایزه نوبل، 1936) در آزمایشات با اتاقک های یونیزاسیون روی بالون ها. مشخص شد که با افزایش فاصله از سطح زمین، یونیزاسیون ناشی از تشعشعات نافذ افزایش می یابد. منشا فرازمینی آن در نهایت توسط R ثابت شد. Millikenدر سالهای 1923-1926 در آزمایشات مربوط به جذب تشعشعات توسط جو (او بود که اصطلاح "پرتوهای کیهانی" را معرفی کرد).

ماهیت پرتوهای کیهانی تا دهه 1940. نامشخص ماند در طول این مدت، جهت هسته ای تحقیقات پرتوهای کیهانی (جنبه فیزیک هسته ای) به شدت توسعه یافت - مطالعه برهم کنش پرتوهای کیهانی با ماده، تشکیل ذرات ثانویه و جذب آنها در جو. این مطالعات که با کمک تلسکوپ ها، شمارنده ها، اتاقک های ویلسون و امولسیون های عکاسی هسته ای (که روی بالن ها به داخل استراتوسفر بلند شده اند) انجام شد، به ویژه به کشف ذرات بنیادی جدید منجر شد - پوزیترون (1932), میون(1936)، مزون π (1947).

مطالعات سیستماتیک تأثیر ژئو میدان مغناطیسیشدت و جهت ورود پرتوهای اولیه کیهانی نشان داد که اکثریت قریب به اتفاق ذرات پرتو کیهانی دارای بار مثبت هستند. مربوط به این عدم تقارن شرق و غرب پرتوهای کیهانی است: به دلیل انحراف ذرات باردار در میدان مغناطیسی زمین، ذرات بیشتری از غرب می آیند تا از شرق. استفاده از امولسیون های عکاسی امکان تعیین ترکیب هسته ای پرتوهای اولیه کیهانی را فراهم کرد (1948): آثاری از هسته عناصر شیمیایی سنگین تا آهن یافت شد. الکترون های اولیه در پرتوهای کیهانی اولین بار در سال 1961 در اندازه گیری های استراتوسفر ثبت شدند.

از باهم. دهه 1940 مشکلات منشأ و تغییرات زمانی پرتوهای کیهانی (جنبه کیهانی) به منصه ظهور رسید.

ویژگی ها و طبقه بندی پرتوهای کیهانی

پرتوهای کیهانی شبیه یک گاز نسبیتی بسیار کمیاب هستند که ذرات آن عملاً با یکدیگر برهمکنش ندارند، اما برخوردهای نادری را با ماده میان ستاره ای و بین سیاره ای تجربه می کنند و در معرض میدان های مغناطیسی کیهانی قرار می گیرند. ذرات پرتوهای کیهانی دارای انرژی جنبشی عظیمی هستند (تا E kin ~ 1021 eV). در نزدیکی زمین، اکثریت قریب به اتفاق شار پرتوهای کیهانی از ذراتی با انرژی های 106 eV تا 109 eV تشکیل شده است، پس از آن شار پرتو کیهانی به شدت ضعیف می شود. بنابراین، در انرژی ~10 12 eV، بیش از 1 ذره / (m 2 ∙ s) روی مرز اتمسفر نمی افتد، و در Ekin ~ 10 15 eV، تنها 1 ذره / (m2 ∙ سال). این امر باعث ایجاد مشکلات خاصی در مطالعه پرتوهای کیهانی با انرژی های بالا و فوق العاده بالا (افراطی) می شود. اگرچه شار کل پرتوهای کیهانی نزدیک زمین کوچک است (فقط تقریباً 1 ذره / (cm 2 ∙ s))، چگالی انرژی آنها (تقریباً 1 eV / cm 3) در کهکشان ما با چگالی انرژی کل تابش الکترومغناطیسی ستاره ها، انرژی قابل مقایسه است. حرکت حرارتیگاز بین ستاره ای و انرژی جنبشی حرکات آشفته آن و همچنین با چگالی انرژی میدان مغناطیسی کهکشان. از این رو نتیجه می شود که پرتوهای کیهانی باید نقش مهمی در بسیاری از فرآیندهای اخترفیزیکی ایفا کنند.

دیگر ویژگی مهمپرتوهای کیهانی - منشا غیر حرارتی انرژی آنها. در واقع، حتی در دمای ~ 10 9 K، ظاهرا نزدیک به حداکثر برای فضای داخلی ستاره ها، میانگین انرژی حرکت حرارتی ذرات ≈3∙10 5 eV است. تعداد اصلی ذرات پرتو کیهانی مشاهده شده در نزدیکی زمین دارای انرژی سنت است. 10 8 ولت. این بدان معناست که پرتوهای کیهانی با شتاب گرفتن در فرآیندهای اخترفیزیکی خاص پلاسما و طبیعت الکترومغناطیسی انرژی می گیرند.

پرتوهای کیهانی را می توان با توجه به منشأ آنها به چند گروه تقسیم کرد: 1) پرتوهای کیهانی با منشاء کهکشانی (پرتوهای کیهانی کهکشانی). منبع آنها کهکشان ما است، که در آن ذرات به انرژی هایی در حد 10 18 eV شتاب می گیرند. 2) پرتوهای کیهانی با منشاء متا کهکشانی (پرتوهای کیهانی متاگالاکتیک)؛ آنها در کهکشان های دیگر تشکیل شده اند و بزرگترین انرژی های ماوراء نسبیت (بیش از 10 18 eV) را دارند. 3) پرتوهای کیهانی خورشیدی. در طول یا نزدیک خورشید تولید می شود شراره های خورشیدیو جهش های توده ای تاج; انرژی آنها از 106 eV تا St. 10 10 eV; 4) پرتوهای کیهانی غیرعادی. تشکیل شده در منظومه شمسیدر حاشیه هلیوسفر؛ انرژی ذرات 1-100 مگا ولت بر نوکلئون است.

با توجه به محتوای هسته های لیتیوم، بریلیم و بور که در نتیجه برهمکنش پرتوهای کیهانی با اتم ها به وجود می آیند. محیط بین ستاره ای، می توان مقدار ماده X را که پرتوهای کیهانی در حین سرگردانی در محیط بین ستاره ای از آن عبور کرده است، تعیین کرد. مقدار X تقریباً برابر با 5-10 گرم بر سانتی متر مربع است. زمان سرگردانی پرتوهای کیهانی در محیط بین ستاره ای (یا طول عمر آنها) و مقدار X با رابطه X≈ ρvt مرتبط است، که ρ چگالی متوسط ​​محیط بین ستاره ای است، که ~ 10 تا 24 گرم بر سانتی متر مکعب است، t زمان سرگردانی پرتوهای کیهانی است، سرعت ذرات در این محیط است. معمولاً فرض می شود که مقدار v برای پرتوهای کیهانی فرانسبیتی عملاً برابر با سرعت نور c است، به طوری که طول عمر آنها تقریباً می باشد. 3 10 8 سال. یا با فرار پرتوهای کیهانی از کهکشان و هاله آن، یا با جذب آنها به دلیل برهم کنش های غیرکشسانی با ماده محیط بین ستاره ای تعیین می شود.

پرتوهای کیهانی اولیه با هجوم به جو زمین، هسته‌های رایج‌ترین عناصر شیمیایی اتمسفر - نیتروژن و اکسیژن - را از بین می‌برند و فرآیند آبشاری را به وجود می‌آورند که در آن همه ذرات بنیادی شناخته‌شده در حال حاضر، به ویژه ذرات ثانویه مانند پروتون‌ها، نوترون‌ها، مزون‌ها، الکترون‌ها، و همچنین γ-کوانتا و نوترین شرکت می‌کنند. مرسوم است که مسیر طی شده توسط یک ذره پرتو کیهانی در جو قبل از برخورد را با مقدار ماده بر حسب گرم که در ستونی با سطح مقطع 1 سانتی متر مربع محصور شده است، مشخص می کنند، یعنی محدوده ذرات را بر حسب گرم بر سانتی متر مربع از ماده اتمسفر بیان می کنند. این بدان معناست که پس از عبور از جو x (g/cm 2) توسط پرتو پروتونی با شدت اولیه I 0، تعداد پروتون هایی که برخوردی را تجربه نکرده اند برابر با I = I 0 exp(–x/λ) خواهد بود، که در آن λ میانگین مسیر ذره است. برای پروتون‌ها، که بخش عمده‌ای از پرتوهای اولیه کیهانی را تشکیل می‌دهند، محدوده λ در هوا ≈70 گرم بر سانتی‌متر مربع، برای هسته‌های هلیوم λ≈25 گرم بر سانتی‌متر مربع، و برای هسته‌های سنگین‌تر حتی کمتر است. پروتون ها اولین برخورد خود را با جو در ارتفاع متوسط ​​20 کیلومتری (x ≈ 70 g/cm2) تجربه می کنند. ضخامت اتمسفر در سطح دریا معادل 1030 گرم بر سانتی متر مربع است، یعنی تقریباً با 15 محدوده هسته ای برای پروتون ها مطابقت دارد. نتیجه این است که احتمال رسیدن به سطح زمین بدون تجربه برخورد برای یک ذره اولیه ناچیز است. بنابراین، در سطح زمین، پرتوهای کیهانی تنها توسط اثرات ضعیف یونیزاسیون ایجاد شده توسط ذرات ثانویه شناسایی می شوند.

پرتوهای کیهانی نزدیک زمین

پرتوهای کیهانی با منشأ کهکشانی و متاکهکشانی محدوده انرژی عظیمی را اشغال می کنند که حدود 15 مرتبه قدر، از 106 تا 1021 eV را پوشش می دهد. انرژی پرتوهای کیهانی خورشیدی، به ویژه در هنگام شعله های قوی خورشیدی، می تواند برسد ارزش های بزرگبا این حال، مقدار مشخصه انرژی آنها معمولاً از 109 eV تجاوز نمی کند. بنابراین، تقسیم پرتوهای کیهانی به کهکشانی و خورشیدی کاملاً موجه است، زیرا هر دو ویژگی و منابع پرتوهای کیهانی خورشیدی و کهکشانی کاملاً متفاوت هستند.

در انرژی های کمتر از 10 گیگا ولت بر نوکلئون، شدت پرتوهای کیهانی کهکشانی اندازه گیری شده در نزدیکی زمین به سطح آن بستگی دارد. فعالیت خورشیدی(به طور دقیق تر، از تغییر میدان مغناطیسی بین سیاره ای در طول چرخه های خورشیدی). در ناحیه انرژی های بالاتر، شدت پرتوهای کیهانی کهکشانی عملاً در زمان ثابت است. بر اساس مفاهیم مدرن، پرتوهای کیهانی کهکشانی به طور مناسب در ناحیه انرژی بین 1017 و 1018 eV خاتمه می‌یابند. منشا پرتوهای کیهانی با انرژی بسیار بالا، به احتمال زیاد، با کهکشان مرتبط نیست.

چهار راه برای توصیف طیف اجزای مختلف پرتوهای کیهانی وجود دارد. 1. تعداد ذرات در واحد سختی. انتشار (و احتمالاً شتاب) ذرات در میدان‌های مغناطیسی کیهانی به شعاع لارمور rL یا صلبیت مغناطیسی ذره R بستگی دارد که حاصل ضرب شعاع لارمور و القای میدان مغناطیسی B: R = r L B = pc / (Ze)، که در آن p و Z، واحد سرعت ذره و بار الکتریکی c هستند (در e). 2. تعداد ذرات در واحد انرژی در هر نوکلئون. تکه تکه شدن هسته‌هایی که از طریق گاز بین ستاره‌ای منتشر می‌شوند به انرژی هر نوکلئون بستگی دارد، زیرا مقدار آن تقریباً زمانی که هسته در اثر تعامل با گاز از بین می‌رود حفظ می‌شود. 3. تعداد نوکلئون در واحد انرژی در هر نوکلئون. تولید ذرات ثانویه در اتمسفر به شدت نوکلئون در واحد انرژی در هر نوکلئون بستگی دارد، تقریباً صرف نظر از اینکه نوکلئون‌هایی که روی اتمسفر می‌افتند پروتون‌های آزاد هستند یا در هسته‌ها محدود می‌شوند. 4. تعداد ذرات در واحد انرژی در هر هسته. آزمایش بر روی دوش هوای گستردهکه از اتمسفر به عنوان کالری‌سنج استفاده می‌کنند، معمولاً کمیتی را اندازه‌گیری می‌کنند که با انرژی کل هر ذره مرتبط است. واحدهای اندازه گیری شدت تفاضلی ذرات I (cm–2 s–1 sr–1 E–1) هستند که انرژی E در واحدهای یکی از چهار متغیر ذکر شده در بالا نشان داده می شود.

طیف انرژی دیفرانسیل مشاهده شده پرتوهای کیهانی در محدوده انرژی بالای 1011 eV در شکل نشان داده شده است. 1. طیف با یک قانون توان در محدوده انرژی بسیار گسترده توصیف می شود - از 10 11 تا 10 20 eV با تغییر جزئی در شیب تقریباً. 3 10 15 eV (پیچیدگی، گاهی اوقات "زانو"، زانو نامیده می شود) و تقریبا. 10 19 eV ("مچ پا"، مچ پا). شار انتگرال پرتوهای کیهانی بالای "مچ پا" تقریباً 1 ذره در (کیلومتر 2 سال) است.

جدول 1. فراوانی نسبی هسته های مختلف در پرتوهای کیهانی کهکشانی و خورشیدی، روی خورشید و سایر ستارگان (محتوای هسته های اکسیژن 1.0 در نظر گرفته شده است)

هسته	پرتوهای کیهانی خورشیدی	آفتاب	ستاره ها	پرتوهای کیهانی کهکشانی
1 ساعت	4600 *	1445	925	685
2 او	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 میلی گرم	0,18 *	0,05	0,04	0,32
13 ال	?	0,002	0,004	0,06
14 سی	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 - 28Ni	0,02	0,006	0,033	0,28
26 Fe	0,15 *	0,05	0,06	0,14

* داده های رصدی برای محدوده انرژی 1-20 MeV/نوکلئون، بقیه داده های این ستون به انرژی های ≥ 40 MeV/نوکلئون اشاره دارد. خطای اکثر مقادیر در جدول از 10 تا 50٪ است.

شدت نوکلئون های اولیه در محدوده انرژی از چند GeV تا 10 TeV یا کمی بیشتر را می توان تقریباً با شاخص فرمول توصیف کرد. خوب. 79 درصد از نوکلئون های اولیه پروتون های آزاد هستند، تقریبا. 70 درصد از ذرات باقی مانده نوکلئون های متصل به هسته هلیوم هستند. کسری (سهم) هسته های اولیه تقریباً در محدوده انرژی نشان داده شده ثابت هستند (احتمالاً با تغییرات جزئی). روی انجیر شکل 2 طیف پرتوهای کیهانی کهکشانی را در ناحیه انرژی بالای ≈400 MeV/نوکلئون نشان می دهد. اجزای اصلی پرتوهای کیهانی به عنوان تابعی از انرژی در هر نوکلئون برای یک دوره خاص از چرخه فعالیت خورشیدی ارائه شده است. مقدار J (E ) تعداد ذراتی است که انرژی در محدوده E تا E + δE دارند و از یک واحد سطح در واحد زمان در واحد زاویه جامد در جهت عمود بر سطح عبور می کنند.

جدول 2. شدت پرتوهای کیهانی کهکشانی با انرژی کل E≥ 2.5 GeV/نوکلئون در خارج از مگنتوسفر زمین در نزدیکی پارامترهای حداقل خورشیدی و طیف دیفرانسیل K Aو γ برای پروتون ها (هسته H)، ذرات α (هسته He) و گروه های مختلف هسته ها

هسته	شارژ اصلی ز	شدت من(ز) در E≥ 2.5 GeV/نوکلئون، m -2 s -1 sr -1	شاخص طیف دیفرانسیل γ	ثابت طیف K A	فاصله E، GeV/نوکلئون
اچ	1	1300	0.1±2.4	4800	4,7–16
نه	2	88	2.5±0.2	360	2,5–800
لی، بی، بی	3–5	1,9
C، N، O، F	6–9	5,6	0.1±2.6	25±5	2,4–8,0
Ne، Na، Mg، Al، Si، P، S، ...	≥10	2,5	0.15±2.6	12±2	2,4–8,0
کلسیم، تیتانیم، نیکل، آهن، ...	≥20	0,7

فراوانی نسبی هسته‌های مختلف در پرتوهای کیهانی کهکشانی و خورشیدی، و همچنین (برای مقایسه) در خورشید و سایر ستارگان، در جدول 1 برای منطقه انرژی‌های نسبتاً کم (1 تا 20 مگا ولت/نوکلئون) و انرژی‌های ≥ 40 مگا الکترون ولت بر نوکلئون آورده شده است. جدول 2 داده های مربوط به شدت ذرات پرتوهای کیهانی کهکشانی با انرژی های بالاتر (≈2.5 GeV/نوکلئون) را خلاصه می کند. جدول 3 شامل توزیع هسته های پرتوهای کیهانی با انرژی ≈10.6 GeV/nucleon است.

جدول 3. شیوع نسبی افهسته های پرتوهای کیهانی با انرژی 10.6 GeV/نوکلئون (محتوای هسته های اکسیژن 1.0 در نظر گرفته می شود)

شارژ اصلی ز	عنصر	اف
1	اچ	730
2	او	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	السی	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

روش های مطالعه پرتوهای کیهانی

از آنجایی که ذرات پرتوهای کیهانی با ضریب 10 15 در انرژی آنها تفاوت دارند، روش ها و ابزارهای بسیار متنوعی باید برای مطالعه آنها استفاده شود (شکل 3، سمت چپ). در این مورد تجهیزات نصب شده بر روی ماهواره ها و موشک های فضایی بسیار مورد استفاده قرار می گیرد. در جو زمین، اندازه گیری ها با کمک بالن های کوچک و بالون های بزرگ در ارتفاع بالا، بر روی سطح آن - با کمک تاسیسات زمینی انجام می شود. اندازه برخی از آنها به صدها کیلومتر مربع می رسد و یا در ارتفاعات کوه ها، یا در اعماق زمین، یا در اعماق زیاد در اقیانوس قرار دارند، جایی که فقط ذرات ثانویه پرانرژی مانند میون ها نفوذ می کنند (شکل 3، سمت چپ). برای بیش از 60 سال، ضبط مداوم پرتوهای کیهانی در سطح زمین توسط شبکه ای از ایستگاه های جهانی برای مطالعه تغییرات پرتوهای کیهانی - مانیتورهای نوترونی استاندارد و تلسکوپ های میون - انجام شده است. اطلاعات ارزشمندی در مورد پرتوهای کیهانی کهکشانی و خورشیدی توسط مشاهدات روی تأسیسات بزرگی مانند مجموعه باکسان برای مطالعه ارائه شده است. دوش هوای گسترده .

در حال حاضر، انواع اصلی آشکارسازهای مورد استفاده در مطالعه پرتوهای کیهانی، امولسیون های عکاسی و فیلم های اشعه ایکس، محفظه های یونیزاسیون، شمارنده های تخلیه گاز، شمارنده های نوترون، شمارشگرهای چرنکوف و سوسوزن، آشکارسازهای نیمه هادی حالت جامد، اتاق های جرقه و رانش هستند.

مطالعات هسته‌ای-فیزیکی پرتوهای کیهانی عمدتاً با کمک شمارنده‌های بزرگ برای ثبت بارش‌های هوای گسترده، که در سال 1938 کشف شد، انجام می‌شود (P. Auger). دوش ها حاوی مقدار زیادی ذرات ثانویه هستند که در هنگام هجوم یک ذره اولیه با انرژی ≥ 1015 eV تشکیل می شوند. هدف اصلی از چنین مشاهداتی مطالعه ویژگی های یک عمل اولیه برهمکنش هسته ای در انرژی های بالا است. همراه با این، آنها اطلاعاتی در مورد طیف انرژی پرتوهای کیهانی در انرژی های 10 15-10 20 eV ارائه می دهند که برای جستجوی منابع و مکانیسم های شتاب پرتوهای کیهانی بسیار مهم است.

شار ذرات با E ≈1020 eV مورد مطالعه با روش‌های دوش هوای گسترده بسیار کم است. به عنوان مثال، تنها یک ذره با E≈ 10 19 eV در 1 متر مربع در مرز جو در 1 میلیون سال می افتد. برای ثبت چنین شارهای کوچکی، لازم است مناطق وسیعی با آشکارسازهای نصب شده بر روی آنها وجود داشته باشد تا تعداد کافی رویداد در زمان معقول ثبت شود. در سال 2016، گروه‌های مختلفی از دانشمندان، طبق برآوردهای مختلف، از 10 تا 20 رویداد تولید شده توسط ذرات با حداکثر انرژی تا 3∙10 20 eV را در تاسیسات غول‌پیکر برای ثبت بارش‌های هوای گسترده ثبت کردند.

مشاهدات در جنبه کیهانی با روش های بسیار متنوعی بسته به انرژی ذرات انجام می شود. تغییرات پرتوهای کیهانی با انرژی 10 9 -10 12 eV با استفاده از داده‌های شبکه جهانی مانیتورهای نوترونی، تلسکوپ‌های میون و دیگر آشکارسازها مورد مطالعه قرار گرفته‌اند. با این حال، تاسیسات زمینی، به دلیل جذب اتمسفر، نسبت به ذرات دارای انرژی غیر حساس هستند.< 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 3).

اندازه گیری های خارج از جو شار پرتوهای کیهانی با انرژی 1-500 MeV با استفاده از موشک های ژئوفیزیکی، ماهواره ها و سایر فضاپیماها (کاوشگرهای فضایی) انجام می شود. مشاهدات مستقیم پرتوهای کیهانی در فضای بین سیاره ای، در دهه 1960 آغاز شد. در مدار زمین (نزدیک صفحه دایره البروج)، از سال 1994 آنها بر فراز قطب های خورشید نگه داشته شده اند (سفینه فضایی اولیس، "اولیس"). کاوشگرهای فضاییوویجر 1 و وویجر 2 وویجر 2 که در سال 1977 پرتاب شد، در حال حاضر به مرزهای منظومه شمسی رسیده است. بنابراین، اولین مورد از این فضاپیماها در سال 2004 از مرز هلیوسفر عبور کرد، دومی - در سال 2007. این اتفاق به ترتیب در فواصل 94 AU رخ داد. و 84 a.u. از خورشید. از سال 2016، به نظر می رسد هر دو وسیله نقلیه در ابری از غبار بین ستاره ای حرکت می کنند که منظومه شمسی در آن غوطه ور است.

تعدادی از نتایج ارزشمند با روش ایزوتوپ های کیهان زا به دست آمد. آنها در اثر تعامل پرتوهای کیهانی با شهاب سنگ ها و غبار کیهانی، با سطح ماه و سایر سیارات، با جو یا ماده زمین تشکیل می شوند. ایزوتوپ های کیهان زایی اطلاعاتی در مورد تغییرات پرتوهای کیهانی در گذشته و در مورد روابط خورشید و زمین دارند. به عنوان مثال، با توجه به محتوای رادیوکربن 14 C در حلقه های سالانه درختان ( تاریخ گذاری رادیوکربنبررسی تغییرات شدت پرتوهای کیهانی در چند هزار سال گذشته امکان پذیر است. با استفاده از سایر ایزوتوپ های با عمر طولانی (10 Be، 26 Al، 53 Mn، و غیره) موجود در شهاب سنگ ها، خاک ماه و رسوبات اعماق دریا، می توان الگوی تغییرات شدت پرتوهای کیهانی را در میلیون ها سال گذشته بازسازی کرد.

با توسعه فن آوری فضایی و روش های تجزیه و تحلیل رادیوشیمیایی، مطالعه ویژگی های پرتوهای کیهانی با ردیابی (ردیابی) آنها در ماده امکان پذیر شد. مسیرها توسط هسته های پرتوهای کیهانی در شهاب سنگ ها، ماده ماه، در نمونه های هدف ویژه نمایش داده شده در ماهواره ها و بازگشت به زمین، در کلاه فضانوردانی که در فضای باز کار می کردند و غیره تشکیل می شوند. همچنین از روش غیرمستقیم برای مطالعه پرتوهای کیهانی از اثرات یونیزاسیونی که در قسمت پایینی از یونوسفر، به ویژه در اثر یونوسفر کوتاه، به ویژه در اثر یونوسفر، استفاده می شود، استفاده می شود. ves). پرتوهای کیهانی علاوه بر اثرات یونیزاسیون، باعث تشکیل اکسیدهای نیتروژن در جو نیز می شوند. همراه با بارندگی (باران و برف)، اکسیدها در یخ های گرینلند و قطب جنوب رسوب می کنند و برای سال های متمادی در یخ های قطب جنوب جمع می شوند. با محتوای آنها در ستون های یخی (به اصطلاح روش نیترات)، می توان شدت پرتوهای کیهانی در گذشته (ده ها و صدها سال پیش) را قضاوت کرد. این اثرات عمدتاً زمانی قابل توجه است که پرتوهای کیهانی خورشیدی وارد جو می شوند.

منشا پرتوهای کیهانی

به دلیل همسانگردی بالای پرتوهای کیهانی، مشاهدات در نزدیکی زمین به ما اجازه نمی‌دهد بفهمیم کجا تشکیل شده‌اند و چگونه در کیهان توزیع می‌شوند. این سوالات ابتدا توسط نجوم رادیویی در ارتباط با کشف تابش سنکروترون کیهانی در محدوده فرکانس 10 7 -10 9 هرتز پاسخ داده شد. این تابش توسط الکترون‌هایی با انرژی بسیار بالا (10 9 -10 10 ولت) هنگام حرکت در میدان‌های مغناطیسی کهکشان ایجاد می‌شود. چنین الکترون هایی که یکی از اجزای پرتوهای کیهانی هستند، ناحیه گسترده ای را اشغال می کنند که کل کهکشان را می پوشاند و هاله کهکشانی نامیده می شود. در میدان‌های مغناطیسی بین ستاره‌ای، الکترون‌ها مانند سایر ذرات باردار پرانرژی حرکت می‌کنند - پروتون‌ها و هسته‌های سنگین‌تر. تنها تفاوت این است که الکترون‌ها به دلیل جرم کوچکشان، برخلاف ذرات سنگین‌تر، امواج رادیویی را به شدت تابش می‌کنند و در نتیجه خود را در بخش‌های دوردست کهکشان نشان می‌دهند و نشانگر پرتوهای کیهانی هستند.

در سال 1966، G. T. Zatsepin و V. A. Kuzmin (اتحادیه شوروی) و K. Greisen (ایالات متحده آمریکا) پیشنهاد کردند که طیف پرتوهای کیهانی در انرژی های بالاتر از 3 10 19 eV باید به دلیل برهم کنش ذرات پرانرژی (ذرات پرانرژی ریز واو با پس‌زمینه هم‌کال) "قطع" (به شدت خم شده) شود. ثبت چندین رویداد با انرژی E ≈10 20 eV را می توان توضیح داد اگر فرض کنیم که منابع این ذرات بیش از 50 Mpc از ما دور نیستند. در این حالت عملاً هیچ برهمکنشی پرتوهای کیهانی با فوتون های پس زمینه مایکروویو کیهانی به دلیل تعداد کم فوتون ها در مسیر ذره از منبع تا ناظر وجود ندارد. به نظر می رسد اولین داده (مقدمه) به دست آمده در سال 2007 در چارچوب پروژه بین المللی بزرگ "Auger" برای اولین بار وجود اثر GZK را در E > 3·10 19 eV نشان می دهد. به نوبه خود، این استدلالی به نفع منشأ متاکهکشانی پرتوهای کیهانی با انرژی بیش از 1020 eV است که به دلیل اثر GZK بسیار بالاتر از قطع طیف است. ایده های مختلفی برای حل پارادوکس GZK ارائه شده است. یکی از فرضیه‌ها مربوط به نقض احتمالی تغییر ناپذیری لورنتس در انرژی‌های فوق‌العاده است، که در چارچوب آن، π-مزون‌های خنثی و باردار می‌توانند ذرات پایدار در انرژی‌های بالاتر از 1019 eV باشند و بخشی از پرتوهای کیهانی اولیه باشند.

در آغاز. دهه 1970 مطالعه پرتوهای کیهانی کهکشانی کم انرژی که بر روی فضاپیما انجام شد منجر به کشف یک جزء غیرعادی از پرتوهای کیهانی شد. از اتم های He، C، N، O، Ne و Ar به طور ناقص یونیزه شده تشکیل شده است. رفتار غیرعادی خود را در این واقعیت نشان می دهد که در محدوده انرژی از چند تا چند ده مگا الکترون ولت/نوکلئون، طیف ذرات به طور قابل توجهی با طیف پرتوهای کیهانی کهکشانی متفاوت است (شکل 4). افزایش در شار ذرات مشاهده می شود که اعتقاد بر این است که با شتاب یون ها در موج ضربه ای در مرز هلیو مغناطیس کره و انتشار بعدی این ذرات در مناطق داخلی هلیوسفر مرتبط است. علاوه بر این، فراوانی عناصر پرتو کیهانی غیرعادی به طور قابل توجهی با مقادیر مربوط به پرتوهای کیهانی کهکشانی متفاوت است.

از سوی دیگر، با توجه به داده های ژوئن 2008 به دست آمده از فضاپیمای وویجر-1، افزایش شار پرتوهای کیهانی نسبتا کم انرژی (چند تا ده ها مگا الکترون ولت، شکل 5) مشاهده شد. این اولین داده ها در مورد پرتوهای کیهانی، که مستقیماً از محیط بین ستاره ای به دست آمده است، سؤالات جدیدی را در مورد منابع و ماهیت (مکانیسم های تولید) جزء غیرعادی پرتوهای کیهانی ایجاد می کند.

مکانیسم های شتاب پرتو کیهانی

یک نظریه کامل در مورد شتاب ذرات کیهانی برای کل محدوده انرژی که در آن مشاهده می شوند هنوز ایجاد نشده است. حتی با توجه به پرتوهای کیهانی کهکشانی، تنها مدل هایی برای توضیح اساسی ترین حقایق ارائه شده است. اینها در درجه اول باید شامل مقدار چگالی انرژی پرتوهای کیهانی (≈ 1 eV / cm 3)، و همچنین شکل قانون قدرت طیف انرژی آنها باشد، که تا انرژی ≈ 3 10 15 eV، که در آن شاخص طیف دیفرانسیل همه ذرات -1.7-.

انفجارها اکنون منبع اصلی پرتوهای کیهانی کهکشانی در نظر گرفته می شوند. ابرنواخترها. نیاز به قدرت انرژی منابعی که پرتوهای کیهانی تولید می کنند بسیار زیاد است (قدرت تولید پرتوهای کیهانی باید در حد 3·10 33 وات باشد)، به طوری که ستاره های معمولی در کهکشان نمی توانند آنها را برآورده کنند. با این حال، چنین قدرتی را می توان از انفجارهای ابرنواختری به دست آورد (V. L. Ginzburg, S. I. Syrovatsky, 1963). اگر انرژی مرتبه 1044 ژول در طی یک انفجار آزاد شود و انفجارها با فرکانس 1 بار در 30 تا 100 سال رخ دهند، آنگاه توان کل آنها حدود 1035 وات است و تنها چند درصد از انرژی یک انفجار ابرنواختر برای تأمین توان مورد نیاز پرتوهای کیهانی کافی است.

با این حال، در این مورد، سوال در مورد تشکیل طیف مشاهده شده پرتوهای کیهانی کهکشانی باقی می ماند. مشکل این است که انرژی ماکروسکوپی پلاسمای مغناطیسی شده (پوسته در حال انبساط یک ابرنواختر) باید به ذرات باردار منفرد منتقل شود، در حالی که توزیع انرژی را ارائه می دهد که به طور قابل توجهی با انرژی حرارتی متفاوت است. به نظر می رسد محتمل ترین مکانیسم برای شتاب پرتوهای کیهانی کهکشانی به انرژی حدود 10 15 eV (و احتمالاً حتی بیشتر) به شرح زیر باشد. حرکت پوسته ای که در طول انفجار به بیرون پرتاب می شود، یک موج ضربه ای در محیط بین ستاره ای اطراف ایجاد می کند (شکل 6). انتشار انتشار ذرات باردار گرفته شده در فرآیند شتاب به آنها اجازه می دهد تا به طور مکرر از جلوی موج ضربه ای عبور کنند (G.F. Krymsky, 1977). هر جفت تقاطع متوالی انرژی ذره را به نسبت انرژی بدست آمده افزایش می دهد (مکانیسم پیشنهادی E. Fermi، 1949) که منجر به شتاب ذره می شود. با افزایش تعداد عبور موج شوک، احتمال خروج از ناحیه شتاب نیز افزایش می‌یابد، به طوری که با افزایش انرژی، تعداد ذرات تقریباً طبق یک قانون توان کاهش می‌یابد و شتاب بسیار مؤثر می‌شود و طیف ذرات شتاب‌دار بسیار سخت می‌شود: µE -2.

با برخی مفروضات مدل، طرح پیشنهادی مقدار حداکثر انرژی E max ~ 10 17 Z eV را می دهد، که در آن Z بار هسته شتاب شده است. طیف محاسبه شده پرتوهای کیهانی تا حداکثر انرژی قابل دستیابی بسیار سخت است (µE -2). برای جبران تفاوت بین شاخص های طیفی نظری (2-) و تجربی (-2.7)، نرم شدن قابل توجهی از طیف در طول انتشار پرتوهای کیهانی مورد نیاز است. چنین نرم شدنی می تواند به دلیل وابستگی انرژی ضریب انتشار ذرات هنگام حرکت آنها از منابع به زمین حاصل شود.

در میان سایر مکانیسم‌های شتاب، به ویژه، شتاب در یک موج ضربه‌ای ایستاده در طول چرخش یک ستاره نوترونی با میدان مغناطیسی قدرتمند (~ 10 12 G) مورد بحث قرار می‌گیرد. حداکثر انرژی ذرات در این مورد می تواند به (10 17 -10 18) Z eV برسد و زمان شتاب موثر می تواند 10 سال باشد. شتاب ذرات نیز در امواج ضربه ای ایجاد شده در هنگام برخورد کهکشان ها امکان پذیر است. چنین رویدادی می تواند با فرکانس حدود 1 بار در 5 · 10 8 سال رخ دهد. حداکثر انرژی قابل دستیابی در این مورد 3·10 19 Z eV برآورد می شود. روند شتاب امواج ضربه ای در جت های تولید شده توسط هسته های فعال کهکشانی منجر به ارزیابی مشابهی می شود. تقریباً همان تخمین‌ها توسط مدل‌های مربوط به در نظر گرفتن شتاب امواج ضربه‌ای ناشی از تجمع ماده در خوشه‌های کهکشانی ارائه می‌شود. بالاترین تخمین ها (تا انرژی های مرتبه 1021 eV) را می توان در مدل منشا کیهانی انفجارهای پرتو گاما به دست آورد. سناریوهای عجیب و غریب نیز مورد بحث قرار می گیرند که در آنها شتاب ذرات معمولی اصلاً مورد نیاز نیست. در چنین سناریوهایی، پرتوهای کیهانی در نتیجه فروپاشی یا نابودی به اصطلاح به وجود می آیند. عیوب توپولوژیکی (رشته های کیهانی، تک قطبی و غیره) که در اولین لحظات انبساط کیهان ظاهر شدند.

مشکلات و چشم اندازها

مطالعه پرتوهای کیهانی اطلاعات ارزشمندی در مورد میدان های الکترومغناطیسی در مناطق مختلف فضای بیرونی فراهم می کند. اطلاعات "ثبت شده" و "حمل" توسط ذرات پرتوهای کیهانی در مسیر خود به زمین در مطالعه تغییرات پرتوهای کیهانی رمزگشایی می شود - تغییرات فضا-زمان در شار پرتوهای کیهانی تحت تأثیر فرآیندهای دینامیکی، الکترومغناطیسی و پلاسما در فضای بین ستاره ای، داخل هلیوسفر (در جریان) باد خورشیدی) و در مجاورت زمین (در مگنتوسفر و جو زمین).

از سوی دیگر، پرتوهای کیهانی به عنوان منبع طبیعی ذرات پرانرژی، نقشی ضروری در مطالعه ساختار ماده و برهمکنش‌های بین ذرات بنیادی دارند. انرژی تک تک ذرات پرتوهای کیهانی آنقدر زیاد است که در مقایسه با ذراتی که توسط قوی ترین شتاب دهنده های آزمایشگاهی شتاب می گیرند، برای مدت طولانی خارج از رقابت باقی می مانند. بنابراین، حداکثر انرژی ذرات (پروتون) به دست آمده در بیشتر شتاب دهنده های زمینی مدرن به طور کلی از 1012 eV تجاوز نمی کند. فقط در 3 ژوئن 2015 در CERN در برخورد دهنده بزرگ هادرون برای اولین بار امکان شتاب دادن پروتون ها به انرژی های 1.3 ∙10 13 eV (با حداکثر انرژی طراحی 1.4 ∙10 13 eV) وجود داشت.

مشاهدات در مقیاس های مختلف کیهانی (کهکشان، خورشید، مگنتوسفر زمین، و غیره) نشان می دهد که شتاب ذرات در پلاسمای کیهانی هر جا که حرکات ناهمگن و میدان های مغناطیسی به اندازه کافی شدید وجود داشته باشد، رخ می دهد. با این حال، در تعداد زیاد و انرژی‌های بسیار بالا، ذرات را فقط می‌توان در جایی شتاب داد که انرژی جنبشی بسیار زیادی به پلاسما داده شود. این دقیقاً همان چیزی است که در فرآیندهای کیهانی بزرگ مانند انفجارهای ابرنواختری، فعالیت کهکشان های رادیویی و اختروش ها اتفاق می افتد.

در دهه‌های گذشته پیشرفت‌های قابل توجهی در درک چنین فرآیندهایی حاصل شده است، اما سؤالات زیادی باقی مانده است. وضعیت هنوز به ویژه در منطقه انرژی های بالا و بسیار بالا حاد است، جایی که کیفیت اطلاعات (آمار داده ها) هنوز به ما اجازه نمی دهد که در مورد منابع پرتوهای کیهانی و مکانیسم های شتاب آنها نتیجه گیری های روشنی بگیریم. می‌توان امیدوار بود که آزمایش‌ها در برخورددهنده بزرگ هادرون به دست آوردن اطلاعاتی در مورد برهم‌کنش‌های هادرون تا انرژی ~10 17 eV را امکان‌پذیر می‌سازد و عدم قطعیت فعلی را که هنگام برون‌یابی مدل‌های پدیدارشناختی برهم‌کنش‌های هادرون به ناحیه انرژی‌های فوق‌بالا به وجود می‌آید، به‌طور قابل‌توجهی کاهش می‌دهد. نسل بعدی امکانات برای مطالعه رگبارهای هوای گسترده باید مطالعات دقیقی را در مورد طیف انرژی و ترکیب پرتوهای کیهانی در محدوده انرژی 10 17-10 19 eV ارائه دهد، جایی که ظاهراً انتقال از پرتوهای کیهانی کهکشانی به پرتوهای کیهانی با منشاء خارج کهکشانی صورت می گیرد.

در کنار نقش عظیم پرتوهای کیهانی در فرآیندهای اخترفیزیکی، اهمیت آنها برای مطالعه گذشته دور زمین (تغییرات آب و هوا، تکامل بیوسفر و غیره) و همچنین برای حل برخی مشکلات عملی (مثلاً نظارت و پیش بینی) آب و هوای فضاو اطمینان از ایمنی پرتوی فضانوردان).

در آغاز. قرن 21 ام توجه فزاینده ای به نقش احتمالی پرتوهای کیهانی در فرآیندهای جوی و اقلیمی جلب می شود. اگرچه چگالی انرژی پرتوهای کیهانی در مقایسه با انرژی عظیم فرآیندهای مختلف جوی اندک است، اما ظاهراً در برخی از آنها پرتوهای کیهانی نقش تعیین کننده ای دارند. در جو زمین در ارتفاعات کمتر از 30 کیلومتر، پرتوهای کیهانی منبع اصلی تولید یون هستند. فرآیندهای تراکم و تشکیل قطرات آب تا حد زیادی به چگالی یون ها بستگی دارد. بنابراین، هنگام کاهش شدت پرتوهای کیهانی کهکشانی در منطقه اختلالات باد خورشیدی در فضای بین سیاره ای ناشی از شعله های خورشیدی (به اصطلاح اثر فوربوش)، ابری شدن و سطح بارندگی کاهش می یابد. پس از شراره های خورشیدی و رسیدن پرتوهای کیهانی خورشیدی به زمین، میزان ابر و میزان بارندگی افزایش می یابد. این تغییرات در هر دو حالت اول و دوم حداقل 10 درصد است. پس از هجوم جریان‌های بزرگ ذرات شتاب‌دار خورشید به مناطق قطبی زمین، تغییر دما در لایه‌های بالایی جو مشاهده می‌شود. پرتوهای کیهانی نیز به طور فعال در تشکیل برق صاعقه نقش دارند. در آغاز. قرن 21 ام تأثیر پرتوهای کیهانی بر غلظت ازن و سایر فرآیندهای جو به شدت در حال مطالعه است.

همه این اثرات در چارچوب یک مشکل کلی تر به تفصیل مورد مطالعه قرار می گیرند اتصالات خورشیدی و زمینی. توسعه مکانیسم های این پیوندها از اهمیت ویژه ای برخوردار است. به طور خاص، این امر در مورد مکانیسم ماشه صدق می کند، که در آن یک تأثیر اولیه انرژی ضعیف بر روی یک سیستم ناپایدار منجر به افزایش چند برابری در اثرات ثانویه، به عنوان مثال، به توسعه یک طوفان قدرتمند می شود.

مرسوم است که پرتوهای کیهانی را مجموعه‌ای از جریان‌های هسته‌های اتمی پرانرژی، عمدتاً پروتون‌ها، که از فضای جهان به زمین می‌افتند و تشعشعات ثانویه‌ای که در اتمسفر زمین تشکیل می‌دهند، می‌گویند، که در آن همه ذرات بنیادی شناخته‌شده در حال حاضر یافت می‌شوند.

§ 54. کشف پرتوهای کیهانی

تحقیقات در مورد پرتوهای کیهانی در اولین سال های قرن ما در ارتباط با مطالعه علت نشت مداوم بار الکتروسکوپ ها آغاز شد. یک الکتروسکوپ مهر و موم شده که حتی با کامل ترین عایق تخلیه می شود.

در 1910-1925. با آزمایش‌های مختلف در بالن‌ها و زیرزمین نشان داده شده است که این امر به دلیل برخی تشعشعات بسیار نافذ است که از جایی خارج از زمین سرچشمه می‌گیرد و با نفوذ به جو از شدت آن کاسته می‌شود. باعث یونیزه شدن هوا در محفظه یونیزاسیون و در نتیجه تخلیه الکتروسکوپ ها می شود. میلیکان این شار تابشی را پرتوهای کیهانی نامید.

در آزمایشات بعدی، تغییر در شدت تابش کیهانی (چگالی شار ذرات) بسته به ارتفاع مشاهده ایجاد شد (شکل 105).

برنج. 105. وابستگی تعداد ذرات کیهانی به ارتفاع در واحدهای نسبی)

شدت پرتوهای کیهانی تا ارتفاع تقریباً از سطح دریا به سرعت افزایش می یابد، سپس سرعت رشد

کند می شود و در ارتفاع شدت به حداکثر مقدار خود می رسد. هنگام صعود به ارتفاعات کاهش آن مشاهده می شود و با شروع از ارتفاع، شدت پرتوهای کیهانی ثابت می ماند. در نتیجه آزمایش‌های متعدد، مشخص شده است که پرتوهای کیهانی از همه طرف به طور یکنواخت به سطح زمین می‌آیند و جایی در جهان وجود ندارد که بتوان آن را منبع پرتوهای کیهانی نامید.

در مطالعه پرتوهای کیهانی، بسیاری از اکتشافات اساسی و مهم انجام شد. بنابراین در سال 1932 اندرسون پوزیترون را در پرتوهای کیهانی کشف کرد که توسط نظریه دیراک پیش بینی شده بود. در سال 1937، اندرسون و نیدرمایر مزون ها را کشف کردند و نوع فروپاشی آنها را نشان دادند. در سال 1947، پاول - مزون‌ها را کشف کرد که طبق نظریه یوکاوا، برای توضیح نیروهای هسته‌ای ضروری بودند. در سال 1955، حضور K-مزون ها در پرتوهای کیهانی و همچنین ذرات خنثی سنگین با جرم بیش از جرم پروتون - هایپرون ها مشخص شد. مطالعات پرتوهای کیهانی منجر به نیاز به معرفی یک ویژگی کوانتومی به نام عجیب و غریب شده است. آزمایش‌ها با پرتوهای کیهانی همچنین سؤالی را در مورد امکان عدم حفظ برابری مطرح کردند. در پرتوهای کیهانی، برای اولین بار، فرآیندهای تولید چندگانه ذرات در یک رویداد واحد کشف شد.

مطالعات اخیر امکان تعیین مقطع موثر برای برهمکنش نوکلئون های پرانرژی با هسته را فراهم کرده است. از آنجایی که پرتوهای کیهانی حاوی ذراتی هستند که انرژی آنها به آن می رسد، پرتوهای کیهانی تنها منبع اطلاعاتی در مورد برهم کنش ذرات با چنین انرژی بالایی هستند.

استفاده از موشک ها و ماهواره های مصنوعی در مطالعه پرتوهای کیهانی منجر به اکتشافات جدیدی شد - کشف کمربندهای تشعشعی زمین. توانایی کشف تشعشعات اولیه کیهانی در خارج از جو زمین، روش های جدیدی را برای مطالعه فضای کهکشانی و بین کهکشانی ایجاد کرده است. بنابراین، مطالعات پرتوهای کیهانی، که از حوزه ژئوفیزیک به حوزه فیزیک هسته ای و فیزیک ذرات بنیادی منتقل شده اند، اکنون مطالعه ساختار کیهان کوچک را با مسائل اخترفیزیک یکی می کنند.

در ارتباط با ایجاد شتاب دهنده هایی در انرژی های ده ها، مرکز ثقل جهت هسته در فیزیک پرتوهای کیهانی به حوزه انرژی های فوق العاده منتقل شده است، جایی که مطالعات برهمکنش های هسته ای، ساختار نوکلئون ها و سایر ذرات بنیادی ادامه دارد. علاوه بر این، یک جهت مستقل به وجود آمد - مطالعه پرتوهای کیهانی در جنبه های ژئوفیزیک و اخترفیزیک. موضوع تحقیق در اینجا عبارتند از: پرتوهای اولیه کیهانی نزدیک زمین (ترکیب شیمیایی، طیف انرژی، توزیع فضایی). پرتوهای خورشید (تولید آنها، حرکت به سمت زمین و تأثیر بر روی زمین

یون کره)؛ تأثیر بر پرتوهای کیهانی محیط بین سیاره ای و بین ستاره ای و میدان های مغناطیسی. کمربندهای تشعشعی در نزدیکی زمین و سیارات دیگر؛ منشا پرتوهای کیهانی مهمترین ابزار مطالعه این مسائل، مطالعه دقیق تغییرات مختلف در شار پرتوهای کیهانی مشاهده شده بر روی زمین و نزدیک آن است.

K. l. شبیه یک گاز نسبیتی بسیار کمیاب است که ذرات آن عملاً با یکدیگر برهمکنش ندارند، اما برخوردهای نادری را با ماده رسانه های بین ستاره ای و بین سیاره ای و تأثیر فضا تجربه می کنند. بزرگ زمینه های. به عنوان بخشی از K. l. پروتون ها غالب هستند، همچنین الکترون ها، هسته های هلیوم و عناصر سنگین تر (تا هسته های عناصر از 30) وجود دارد. الکترون ها در K. l. صدها برابر کمتر از پروتون ها (در همان محدوده انرژی). ذرات K. l. جنبشی عظیمی دارند انرژی (تا eV). اگرچه جریان کل K. l. زمین کوچک است [فقط 1 ذره / (cm 2 s)]، چگالی انرژی آنها (تقریباً 1 eV / cm3) با چگالی انرژی کل e-mag قابل مقایسه است (در کهکشان ما). تابش ستارگان، انرژی حرکت حرارتی گاز بین ستاره ای و جنبشی. انرژی حرکات آشفته آن و همچنین چگالی انرژی میدان مغناطیسی کهکشان. از این نتیجه می شود که K. l. باید نقش بزرگی در فرآیندهایی که در فضای بین ستاره ای اتفاق می افتد ایفا کند.

دکتر. یکی از ویژگی های مهم K. l. - منشا غیر حرارتی انرژی آنها. در واقع، حتی در دمای ~ 10 9 K، ظاهرا نزدیک به حداکثر برای فضای داخلی ستاره ها، میانگین انرژی حرکت حرارتی ذرات eV است. اصلی همان تعداد پرتوهای کیهانی مشاهده شده در نزدیکی زمین دارای انرژی 108 eV و بالاتر است. این بدان معنی است که K. l. کسب انرژی در اخترفیزیک خاص. پردازش el.-magn. و طبیعت پلاسما

مطالعه به. l. اطلاعات ارزشمندی در مورد el.-mag می دهد. میدان ها در نواحی مختلف فضای بیرونی اطلاعات "ثبت شده" و "حمل" توسط ذرات پرتوهای کیهانی. در مسیر خود به زمین، در مطالعه رمزگشایی شده است - تغییرات مکانی-زمانی در جریان K. l. تحت تاثیر مغناطیس el. دینامیک. و فرآیندهای پلاسما در فضای بین ستاره ای و نزدیک به زمین.

از سوی دیگر، به عنوان منبع طبیعی ذرات پر انرژی، پرتوهای کیهانی نقش مهمی در مطالعه ساختار ماده و برهمکنش‌های بین ذرات بنیادی دارند. انرژی تک تک ذرات K. l. آنقدر بزرگ هستند که در مقایسه با ذراتی که توسط قدرتمندترین شتاب دهنده های آزمایشگاهی شتاب می گیرند (به انرژی ~ 1012 eV) برای مدت طولانی خارج از رقابت باقی می مانند.

2. روش های مطالعه پرتوهای کیهانی

هجوم به جو زمین، پرتوهای کیهانی اولیه. هسته‌های رایج‌ترین عناصر جو - نیتروژن و اکسیژن - را از بین می‌برند و یک فرآیند آبشاری ایجاد می‌کنند (شکل 1)، که در آن همه ذرات بنیادی شناخته‌شده در حال حاضر مشارکت دارند. مرسوم است که مسیری را که توسط ذره ای از پرتوهای کیهانی طی می شود مشخص کنیم. در جو قبل از برخورد، مقدار ماده بر حسب گرم در ستونی با مقطع 1 سانتی متر مربع محصور شده است، یعنی. محدوده ذرات را بر حسب گرم بر سانتی متر مربع از ماده اتمسفر بیان می کند. به این معنی که پس از عبور از جو ایکس(در گرم بر سانتی متر مربع) در یک پرتو پروتون با شدت اولیه من 0 تعداد پروتون هایی که برخوردی را تجربه نکرده اند برابر خواهد بود، جایی که - رجوع کنید به. محدوده ذرات برای پروتون ها، چاودار اکثر پرتوهای کیهانی اولیه را تشکیل می دهد، در هوا تقریباً 70 گرم بر سانتی متر مربع است. برای هسته های هلیوم 25 گرم بر سانتی متر مربع، برای هسته های سنگین تر حتی کمتر. اولین برخورد (70 گرم بر سانتی متر مربع) با ذرات اتمسفر توسط پروتون ها در ارتفاع متوسط ​​20 کیلومتری تجربه می شود. ضخامت اتمسفر در سطح دریا معادل 1030 گرم بر سانتی متر مربع است، یعنی. مربوط به حدود 15 محدوده هسته ای برای پروتون ها است. نتیجه این است که احتمال رسیدن به سطح زمین بدون تجربه برخورد برای یک ذره اولیه ناچیز است. بنابراین، در سطح زمین، K. l. تنها با اثرات ضعیف یونیزاسیون ایجاد شده توسط ذرات ثانویه شناسایی می شوند.

در آغاز قرن بیستم در آزمایشات با الکتروسکوپ و یونیزاسیون. محفظه ها یونیزاسیون باقیمانده دائمی گازها را شناسایی کردند که ناشی از برخی تشعشعات بسیار نافذ بود. برخلاف تشعشعات مواد رادیواکتیو در محیط، حتی لایه‌های ضخیم سرب نیز نمی‌توانند مانع نفوذ تشعشعات شوند. ماهیت فرازمینی تشعشعات نافذ شناسایی شده در سال‌های 14-1912 مشخص شد. اتریشی فیزیکدان W. Hess، آلمانی. دانشمند W. Kolhörster و سایر فیزیکدانانی که از یونیزاسیون برخاستند. دوربین های بالونی مشخص شد که با افزایش فاصله از سطح زمین، به عنوان مثال، یونیزاسیون ناشی از پرتوهای کیهانی افزایش می یابد. در ارتفاع 4800 متر - چهار بار، در ارتفاع 8400 متر - 10 بار. منشأ فرازمینی K. l. در نهایت R. Milliken (ایالات متحده آمریکا) را که در 1923-26 انجام داد ثابت کرد. یک سری آزمایش برای مطالعه جذب K. l. جو (او بود که اصطلاح "K. l." را معرفی کرد).

طبیعت K. l. تا دهه 40 نامشخص ماند در این زمان، جهت هسته ای به شدت توسعه یافت - مطالعه برهم کنش پرتوهای کیهانی. با ماده، تشکیل ذرات ثانویه و جذب آنها در جو. این مطالعات، که با کمک تلسکوپ‌های متقابل، اتاق‌های ابر و امولسیون‌های عکاسی هسته‌ای (که بر روی بالون‌ها به داخل استراتوسفر بلند شده‌اند) انجام شد، به ویژه منجر به کشف ذرات بنیادی جدید - پوزیترون (1932)، میون (1937)، پی-مزون (1947) شد.

نظام مطالعه تاثیر ژئومغناطیسی میدان های شدت و جهت ورود K. l اولیه. نشان داد که اکثریت قریب به اتفاق ذرات K. l. موقعیت دارد. شارژ. عدم تقارن شرقی-غربی پرتوهای کیهانی با این مرتبط است: به دلیل انحراف ذرات باردار در میدان مغناطیسی. ذرات بیشتری از غرب می آیند تا از شرق.

استفاده از امولسیون های عکاسی در سال 1948 امکان ایجاد ترکیب هسته ای پرتوهای اولیه کیهانی را فراهم کرد: ردپایی از هسته های عناصر سنگین تا آهن یافت شد (الکترون های اولیه در ترکیب پرتوهای کیهانی اولین بار در اندازه گیری های استراتوسفر فقط در سال 1961 ثبت شد). از اواخر دهه 40. مشکلات منشأ و تغییرات زمانی پرتوهای کیهانی به تدریج مطرح شد. (جنبه کیهان فیزیک).

فیزیک هسته ای تحقیق K. l. عمدتاً با کمک تأسیسات ضد مساحت بزرگی که برای ثبت نام به اصطلاح طراحی شده اند انجام می شوند. رگبارهای هوای گسترده از ذرات ثانویه که از نفوذ یک ذره اولیه با انرژی eV تشکیل می شوند. اصلی هدف از چنین مشاهداتی مطالعه ویژگی های یک عمل اولیه برهمکنش هسته ای در انرژی های بالا است. در کنار این، آنها اطلاعاتی در مورد انرژی ارائه می دهند. طیف K. l. در eV، که برای جستجوی منابع و مکانیسم های شتاب پرتوهای کیهانی بسیار مهم است.

مشاهدات K. l. در کیهان فیزیک جنبه با روش های بسیار متنوع - بسته به انرژی ذرات - انجام می شود. تغییرات K. l. با eV با استفاده از داده‌های یک شبکه جهانی از مانیتورهای نوترونی (جزء نوترونی پرتوهای کیهانی)، تلسکوپ‌های ضد (جزء میون پرتوهای کیهانی)، و آشکارسازهای دیگر مورد مطالعه قرار می‌گیرند. با این حال، تاسیسات زمینی به دلیل جذب اتمسفر نسبت به ذرات دارای MeV حساس نیستند. بنابراین، دستگاه هایی برای تشخیص چنین ذرات بر روی بالون ها به داخل استراتوسفر تا ارتفاع 30-35 کیلومتری بلند می شوند.

اندازه گیری های برون جوی شار پرتوهای کیهانی. 1-500 مگا ولت با استفاده از ژئوفیزیک انجام می شود. موشک ها، ماهواره ها و سایر فضاپیماها. مشاهدات مستقیم K. l. در فضای بین سیاره ای تاکنون فقط در نزدیکی صفحه دایره البروج تا فاصله ~ 10 AU انجام شده است. ه. از خورشید.

تعدادی از نتایج ارزشمند با روش ایزوتوپ های کیهان زا به دست آمد. آنها در طول تعامل K. l تشکیل می شوند. با شهاب سنگ ها و فضا گرد و غبار، با سطح ماه و سایر سیارات، با جو یا ماده زمین. ایزوتوپ های کیهانی اطلاعاتی در مورد تغییرات پرتوهای کیهانی دارند. در گذشته و حدود . با توجه به محتوای رادیوکربن 14 C در حلقه های سالانه درختان، می توان به عنوان مثال، تغییرات در شدت K. l را بررسی کرد. در طول چندین هزار سال گذشته سایر ایزوتوپ‌های با عمر طولانی (10 Be، 26 Al، 53 Mn و غیره) موجود در شهاب‌سنگ‌ها، خاک ماه و رسوبات اعماق دریا می‌توانند برای بازسازی الگوی تغییرات در شدت پرتوهای کیهانی استفاده شوند. برای میلیون ها سال

با توسعه فضا فناوری و رادیو شیمی روش های تجزیه و تحلیل، امکان مطالعه ویژگی های K. l. در امتداد مسیرهای (ردپای) ایجاد شده توسط هسته پرتوهای کیهانی. در شهاب سنگ ها، ماده قمری، در ویژه. نمونه‌های هدفی که در ماهواره‌ها به نمایش گذاشته می‌شوند و به زمین بازمی‌گردند، در کلاه فضانوردانی که در فضا کار می‌کردند و غیره. از روش غیر مستقیم مطالعه نیز استفاده می شود. در مورد اثرات یونیزاسیون ناشی از آنها در قسمت پایینی یونوسفر، به ویژه در عرض های جغرافیایی قطبی. این اثرات قابل توجه است. arr در طول هجوم پرتوهای کیهانی خورشیدی به جو زمین.

3. پرتوهای کیهانی نزدیک زمین

Tab. 1. فراوانی نسبی هسته در پرتوهای کیهانی، روی خورشید و ستارگان (به طور متوسط)

عنصر	خورشیدی C.l.	خورشید (فتوسفر)	ستاره ها	پرتوهای کیهانی کهکشانی
1 ساعت	4600*	1445	925	685
2 او (-ذره)	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 میلی گرم	0,18*	0,05	0,040	0,32
13 ال	?	0,002	0,004	0,06
14 سی	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

* داده های مشاهداتی برای بازه = 1-20 MeV/نوکلئون، بقیه ارقام در این ستون عمدتا به> 40 MeV/نوکلئون اشاره دارد. دقت بیشتر مقادیر در جدول به طور کلی از 10 تا 50٪ است. ** فراوانی هسته های اکسیژن به عنوان وحدت گرفته می شود.

مهم ترین ویژگی های K. l. yavl. ترکیب آنها (توزیع بر اساس جرم و بار)، پرانرژی. طیف (توزیع انرژی) و درجه ناهمسانگردی (توزیع رسیدن). محتوای نسبی هسته ها در K. l. در جدول 1 آورده شده است. از جدول. 1 نشان می دهد که در ترکیب K. l. کهکشانی منشا هسته های بسیار سبک تر ( ز= 3-5) نسبت به پرتوهای کیهانی خورشیدی. و به طور متوسط ​​در ستاره های کهکشان. علاوه بر این، در مقایسه با فراوانی طبیعی خود، حاوی سموم سنگین بیشتری هستند (20). هر دوی این تفاوت ها برای روشن شدن مسئله منشأ K. l بسیار مهم هستند.

تعداد نسبی ذرات با جرم های مختلف در پرتوهای کیهانی. در جدول آورده شده است. 2.

Tab. 2. ترکیب و برخی ویژگی های پرتوهای کیهانی با انرژی 2.5 GeV/نوکلئون

پپروتون ها1 1 1300 10000 10000 -ذرههسته های هلیوم2 4 94 720 1600 Lهسته های سبک3-5 10 2,0 15 10 -4 مهسته های متوسط6-9 14 6,7 52 14 اچهسته های سنگین10 31 2,0 15 6 vhهسته های بسیار سنگین20 51 0,5 4 0,06 SHسنگین ترین هسته ها > 30 100 ~10 -4 ~10 -3 هالکترون ها1 1/1836 13 100 10000

مشاهده می‌شود که پروتون‌ها در جریان پرتوهای اولیه کیهانی غالب هستند؛ آنها بیش از 90 درصد از تعداد تمام ذرات را تشکیل می‌دهند. در رابطه با پروتون ها، ذرات 7 درصد، الکترون ها 1 درصد و هسته های سنگین کمتر از 1 درصد را تشکیل می دهند. این ارقام مربوط به ذرات با انرژی 2.5 GeV/نوکلئون است که در نزدیکی زمین در حداقل فعالیت خورشیدی اندازه گیری شده است، زمانی که انرژی مشاهده شده است. این طیف را می توان نزدیک به طیف تعدیل نشده پرتوهای کیهانی در نظر گرفت. در فضای بین ستاره ای

انرژی یکپارچه طیف K. l. align="absmiddle" width="145" height="22"> [particles/(cm 2 s)] وابستگی تعداد ذرات را منعکس می کند منبا انرژی بالاتر ( من 0 - ثابت نرمال سازی، +1 - شاخص طیف، علامت منهای نشان می دهد که طیف دارای یک کاراکتر در حال سقوط است، یعنی. با افزایش شدت به. کاهش می دهد). نمایش دیفرانسیل طیف [ذرات / (cm 2 s MeV)] نیز اغلب استفاده می شود، که نشان دهنده وابستگی به تعداد ذرات در واحد بازه انرژی (1 MeV) است.

طیف دیفرانسیل، در مقایسه با طیف انتگرال، این امکان را فراهم می کند که جزئیات دقیق تری از انرژی ها آشکار شود. توزیع K. l. این را می توان از شکل مشاهده کرد. 2، که طیف دیفرانسیل پرتوهای کیهانی مشاهده شده در نزدیکی زمین را در محدوده حدود 106 تا eV نشان می دهد. ذرات K. l. با انرژی هایی که در این بازه قرار می گیرند، تحت تأثیر فعالیت خورشیدی قرار می گیرند، بنابراین مطالعه انرژی. طیف K. l. در محدوده 10 6 -10 11 eV برای درک نفوذ پرتوهای کیهانی بسیار مهم است. از فضای بین ستاره ای تا فضای بین سیاره ای، فعل و انفعالات پرتوهای کیهانی. با آهنربای بین سیاره ای میدان (IMF) و برای تفسیر روابط خورشیدی-زمینی.

قبل از شروع مشاهدات فرا اتمسفر و فرا مغناطیسی کره، K. l. مسئله شکل طیف دیفرانسیل در ناحیه eV کاملاً واضح به نظر می رسید: طیف نزدیک زمین حداکثر 400 مگا الکترون ولت بر نوکلئون دارد. طیف تعدیل نشده در فضای بین ستاره ای باید شکل قانون قدرت داشته باشد. در فضای بین سیاره ای نباید کهکشانی وجود داشته باشد. K. l. انرژی های کوچک اندازه گیری مستقیم K. l. در محدوده 10 6 تا 10 8 eV، بر خلاف انتظارات، نشان داد که از حدود = 30 مگا ولت (و کمتر)، شدت پرتوهای کیهانی شروع می شود. دوباره رشد می کند، یعنی یک شیب مشخصه در طیف پیدا شد. احتمالاً این شکست نتیجه مدولاسیون افزایش یافته پرتوهای کیهانی است. در منطقه eV، جایی که پراکندگی ذرات توسط ناهمگنی های صندوق بین المللی پول کارآمدترین است.

مشخص شده است که در eV طیف K. l. دیگر تابع مدولاسیون نیست و شیب آن با مقدار 2.7 تا eV مطابقت دارد. در این مرحله، طیف دچار شکست می شود (شاخص به 3.2-3.2 = افزایش می یابد). نشانه هایی وجود دارد که همزمان با بخشی از K. l. نسبت هسته های سنگین افزایش می یابد. با این حال، داده ها در مورد ترکیب K. l. در این منطقه انرژی هنوز بسیار کمیاب هستند. با align="absmiddle" width="118" height="17"> eV، به دلیل فرار ذرات به فضای بین کهکشانی، طیف باید به طور ناگهانی قطع شود. فضا و برهم کنش با فوتون ها شار ذرات در منطقه انرژی های فوق العاده بسیار کم است: به طور متوسط، بیش از یک ذره در هر الکترو ولت در منطقه ای به مساحت 10 کیلومتر مربع در سال نمی افتد.

برای K. l. eV با ایزوتروپی بالا مشخص می شود: با دقت 0.1٪، شدت ذرات در همه جهات یکسان است. در انرژی های بالاتر، ناهمسانگردی افزایش می یابد و در محدوده eV به چندین برابر می رسد. ده ها درصد (شکل 3). ناهمسانگردی ~ 0.1٪ با حداکثر نزدیک به 7 بعد از ظهر زمان غیر واقعی مطابق با جهت غالب حرکت پرتوهای کیهانی است. در امتداد خطوط میدان مغناطیسی میدان های کهکشانی بازوی مارپیچی که خورشید در آن قرار دارد. با افزایش انرژی ذرات، زمان حداکثر به ساعت 1 بعدازظهر می رسد که مربوط به حضور یک شار رانش پرتوهای کیهانی است. با eV از کهکشان در سراسر خطوط میدان مغناطیسی.

4. منشا پرتوهای کیهانی

به دلیل همسانگردی بالای K. l. مشاهدات در نزدیکی زمین به ما اجازه نمی دهد که مشخص کنیم آنها کجا تشکیل شده اند و چگونه در کیهان پراکنده شده اند. این سوالات توسط نجوم رادیویی در ارتباط با کشف فضا پاسخ داده شد. در محدوده فرکانس رادیویی هرتز این تابش توسط الکترون های بسیار پر انرژی در حین حرکت در میدان مغناطیسی ایجاد می شود. میدان کهکشان

فرکانسی که در آن شدت گسیل رادیویی حداکثر است به شدت میدان مغناطیسی مربوط می شود. زمینه های اچو انرژی الکترون با نسبت (Hz)، که در آن زاویه گام الکترون (زاویه بین بردار سرعت الکترون و بردار) است. اچ). Magn. میدان کهکشان، چندین اندازه گیری شد. روشها دارای مقدار E است. به طور متوسط ​​در E و 0.5 = eV، i.e. الکترون های رادیویی باید انرژی مشابه با الکترون های اصلی داشته باشند. توده پرتوهای کیهانی در نزدیکی زمین مشاهده شده است. این الکترون ها که یکی از اجزای پرتوهای کیهانی هستند، ناحیه گسترده ای را اشغال می کنند که کل کهکشان را در بر می گیرد و منطقه کهکشانی نامیده می شود. هاله در قدر بین ستاره ای. در میدان‌ها، الکترون‌ها مانند سایر ذرات باردار پرانرژی حرکت می‌کنند - پروتون‌ها و هسته‌های سنگین‌تر. تنها تفاوت این است که الکترون‌ها به دلیل جرم کم‌شان، برخلاف ذرات سنگین‌تر، امواج رادیویی را به شدت تابش می‌کنند و در نتیجه خود را در نقاط دوردست کهکشان نشان می‌دهند و نشانگر پرتوهای کیهانی هستند. اصلا

علاوه بر کهکشان عمومی انتشار رادیویی سنکروترون، منابع گسسته آن کشف شد: پوسته ها، هسته کهکشان،. طبیعی است که انتظار داشته باشیم که همه این اشیاء منبع پرتوهای کیهانی باشند.

تا اوایل دهه 70. قرن 20 بسیاری از محققان معتقد بودند که K. l. با align="absmiddle" width="89" height="17"> eV بیشتر متاکهکشانی دارند. اصل و نسب. در همان زمان به عدم وجود کهکشان های شناخته شده اشاره شد. منابع ذرات تا 10 21 ولت و مشکلات مربوط به مشکل مهار آنها در کهکشان. در ارتباط با کشف تپ اخترها (1967)، تعدادی مکانیسم ممکن برای شتاب دادن هسته های بسیار سنگین به انرژی های فوق العاده در نظر گرفته شد. از سوی دیگر، داده‌های به‌دست‌آمده نشان می‌دهد که الکترون‌های مشاهده‌شده در نزدیکی زمین در کهکشان تشکیل و انباشته شده‌اند. دلیلی وجود ندارد که فکر کنیم پروتون‌ها و هسته‌های سنگین‌تر از این نظر متفاوت رفتار می‌کنند. بنابراین، نظریه کهکشانی موجه است. مبدا K. l.

تایید غیرمستقیم این نظریه از داده های مربوط به توزیع منابع کیهانی در کره آسمانی به دست آمد. تابش گاما این تشعشع به دلیل واپاشی مزونهای - که در هنگام برخورد پرتوهای کیهانی تشکیل می شوند، ایجاد می شود. با ذرات گاز بین ستاره ای، و همچنین به دلیل شکست الکترون های نسبیتی در برخورد آنها با ذرات گاز بین ستاره ای. اشعه گاما تحت تأثیر آهنربا قرار نمی گیرد. فیلدها، بنابراین جهت ورود آنها مستقیماً به منبع اشاره می کند. برخلاف توزیع تقریباً همسانگرد پرتوهای کیهانی مشاهده شده در داخل منظومه شمسی، توزیع تابش گاما در آسمان بسیار ناهموار و شبیه توزیع ابرنواخترها بر روی کهکشان ها بود. طول جغرافیایی (شکل 4). یک توافق خوب بین داده های تجربی و توزیع مورد انتظار تابش گاما بر روی کره آسمانی، شواهدی قوی است که نشان می دهد اصلی است. منبع پرتوهای کیهانی ابرنواخترها هستند.

نظریه مبدأ K. l. نه تنها بر فرضیه کهکشانی تکیه دارد ماهیت منابع K. l.، بلکه بر این ایده که K. l. برای مدت طولانی در کهکشان نگهداری می شوند و به آرامی به درون کهکشان بین می روند. فضا. حرکت در یک خط مستقیم، K. l. بعد از چند دقیقه کهکشان را ترک می کرد. هزار سال پس از لحظه تولد. در مقیاس کهکشانی، این زمان آنقدر کوتاه است که جبران خسارات با چنین نشت سریع غیرممکن است. با این حال، در مغناطیسی بین ستاره ای میدانی با خطوط بسیار درهم تنیده نیرو دارای ویژگی پیچیده ای است که یادآور انتشار مولکول ها در یک گاز است. در نتیجه زمان نشتی K. l. از کهکشان به نظر می رسد هزاران بار بزرگتر از حرکت مستقیم است. موارد فوق مربوط به قطعات ذرات K. l. (با eV). ذرات با انرژی بالاتر، که تعداد آنها بسیار کم است، توسط کهکشان ضعیف منحرف می شوند. بزرگ میدانید و نسبتاً سریع کهکشان را ترک کنید. ظاهراً گسست در طیف پرتوهای کیهانی با این امر مرتبط است. در eV.

قابل اطمینان ترین برآورد زمان نشت K. l. از کهکشان از داده های مربوط به ترکیب آنها به دست می آید. در K. l. در تعداد بسیار زیاد (در مقایسه با فراوانی متوسط ​​عناصر) هسته های سبک (Li، Be، B) وجود دارد. آنها از هسته های سنگین تر پرتوهای کیهانی تشکیل شده اند. هنگامی که دومی با هسته اتم های گاز بین ستاره ای (عمدتاً هیدروژن) برخورد می کند. برای اینکه هسته های سبک به مقدار قابل مشاهده وجود داشته باشند، K. l. در طول حرکت آنها در کهکشان، ضخامت ماده بین ستاره ای تقریباً. 3 گرم بر سانتی متر با توجه به داده های مربوط به توزیع گاز بین ستاره ای و بقایای انفجارهای ابرنواختر، سن فضاپیما. از 30 میلیون سال تجاوز نمی کند.

به نفع ابرنواخترها به عنوان اصلی منبع پرتوهای کیهانی، علاوه بر داده‌های نجوم رادیویی، پرتو ایکس و گاما، با تخمین‌هایی از آزاد شدن انرژی آنها در هنگام شعله‌ها نیز مشخص می‌شود. انفجارهای ابرنواختر با پرتاب توده های عظیم گاز همراه است که یک پوسته درخشان و در حال انبساط بزرگ (سحابی) در اطراف ستاره در حال انفجار را تشکیل می دهند. کل انرژی انفجار که صرف تابش و جنبشی می شود. انرژی انبساط گاز می تواند به 10 51 -10 52 erg برسد. در کهکشان ما، طبق آخرین داده ها، ابرنواخترها به طور متوسط ​​حداقل هر 100 سال یک بار فوران می کنند. اگر انرژی شعله ور شدن 10 51 erg را به این بازه زمانی نسبت دهیم، رجوع کنید به. خروجی فلاش تقریباً خواهد بود. erg/s. از سوی دیگر، برای حفظ مدرن چگالی انرژی K. l. خوب. 1 eV/cm توان منابع K. l. در cf. مادام العمر K. l. در کهکشان، سالها باید حداقل 1040 erg/s باشد. از این نتیجه می شود که به منظور حفظ چگالی انرژی پرتوهای کیهانی. در مدرن سطح برای آنها کافی است که فقط چند منتقل شوند. درصد قدرت انفجار ابرنواختر با این حال، نجوم رادیویی فقط می تواند مستقیماً الکترون های رادیویی را تشخیص دهد. بنابراین، هنوز نمی توان به طور قطعی اظهار داشت (اگرچه این کاملاً طبیعی به نظر می رسد، به ویژه با توجه به دستاوردهای ستاره شناسی پرتو گاما) که تعداد کافی پروتون و هسته های سنگین تر نیز در جریان انفجارهای ابرنواختری تولید می شوند. در این راستا، جستجو برای دیگر منابع احتمالی پرتوهای کیهانی اهمیت خود را از دست نداده است. در این زمینه، تپ اخترها (که ظاهراً شتاب ذرات به انرژی های فوق العاده امکان پذیر است) و منطقه کهکشان ها بسیار جالب است. هسته ها (جایی که فرآیندهای انفجاری با قدرت بسیار بیشتر از انفجارهای ابرنواختری امکان پذیر است). با این حال، قدرت تولید K. l. کهکشانی ظاهراً از مجموع قدرت نسل آنها در طول طغیان ابرنواختر تجاوز نمی کند. علاوه بر این، بیشتر پرتوهای کیهانی تشکیل شده در هسته، پیش از رسیدن به مجاورت خورشید، قرص کهکشان را ترک خواهند کرد. بنابراین، می‌توان فرض کرد که انفجار ابرنواختری یاول. منبع اصلی، هرچند نه تنها K. l.

5. مکانیسم های شتاب پرتو کیهانی

مسئله مکانیسم‌های احتمالی شتاب ذرات تا انرژی‌های ~ 10 21 eV هنوز در جزئیات کامل نشده است. راه حل ها با این حال، به طور کلی، ماهیت فرآیند شتاب در حال حاضر روشن است. در یک گاز معمولی (غیر یونیزه)، توزیع مجدد انرژی بین ذرات به دلیل برخورد آنها با یکدیگر اتفاق می افتد. در فضای کمیاب در پلاسما، برخورد بین ذرات باردار نقش بسیار کمی دارد و تغییر انرژی (شتاب یا کاهش سرعت) یک ذره به دلیل برهمکنش آن با آهنربای el. میدان های ناشی از حرکت تمام ذرات پلاسما اطراف آن.

در شرایط عادی، تعداد ذرات با انرژی به طور قابل توجهی بیشتر از cf. انرژی حرکت حرارتی ذرات پلاسما ناچیز است. بنابراین، شتاب ذرات باید عملاً از انرژی های حرارتی شروع شود. در فضای پلاسما (از نظر الکتریکی خنثی) نمی تواند الکترواستاتیک قابل توجهی داشته باشد. در مزارع، چاودار می تواند ذرات باردار را به دلیل اختلاف پتانسیل بین نقاط مزرعه شتاب دهد. با این حال، در پلاسما ممکن است الکتریکی رخ دهد. زمینه های شخصیت تکانشی یا استقرایی. پالس الکتریکی به عنوان مثال، هنگامی که یک صفحه جریان خنثی شکسته می شود، که در ناحیه تماس مغناطیسی رخ می دهد، میدان ها ظاهر می شوند. زمینه های قطب مخالف (نگاه کنید به). القایی الکتریکی میدان زمانی ظاهر می شود که قدرت مغناطیسی افزایش یابد. زمینه ها با زمان (اثر بتاترون). علاوه بر میدان‌های پالسی، مرحله اولیه شتاب می‌تواند به دلیل برهمکنش ذرات شتاب‌دار با میدان‌های الکتریکی امواج پلاسما در مناطقی با حرکت متلاطم شدید پلاسما باشد.

در فضا، ظاهراً سلسله مراتبی از مکانیسم‌های شتاب‌دهنده وجود دارد که بسته به شرایط خاص در زمینه شتاب، در ترکیب‌های مختلف یا در توالی‌های مختلف عمل می‌کنند. پالس شتاب الکتریکی. تلاطم میدان یا پلاسما به شتاب بعدی توسط مکانیسم القایی (بتاترون) یا مکانیسم فرمی کمک می کند.

برخی از ویژگی های فرآیند شتاب ذرات در فضا با رفتار پلاسما در مگنت مرتبط است. رشته. فضا بزرگ میدان ها در حجم زیادی از فضا وجود دارند. ذره با بار Zeو حرکت پبه صورت مغناطیسی حرکت می کند رشته اچدر امتداد یک مسیر منحنی با شعاع انحنای آنی
,
جایی که R = cp/Ze- بزرگ سفتی ذرات (اندازه گیری شده در ولت)، - زاویه گام ذره. اگر میدان در فواصل قابل مقایسه با مقدار کمی تغییر کند، مسیر ذرات به شکل یک مارپیچ است که به دور خط میدان مغناطیسی می‌پیچد. زمینه های. در این مورد، خطوط میدان نیرو، همانطور که بود، به پلاسما متصل می شوند (به پلاسما منجمد می شوند) - جابجایی هر بخش از پلاسما باعث جابجایی و تغییر شکل متناظر خطوط میدان مغناطیسی می شود. زمینه ها و بالعکس اگر حرکات به اندازه کافی شدید در پلاسما برانگیخته شود (مثلاً در نتیجه یک انفجار ابرنواختری چنین وضعیتی به وجود می آید)، آنگاه مناطق زیادی از این پلاسما به طور تصادفی در حال حرکت هستند. برای وضوح، راحت است که آنها را به عنوان ابرهای پلاسما جداگانه در نظر بگیرید که نسبت به یکدیگر با سرعت بالا حرکت می کنند. اصلی جرم ذرات پلاسما در ابرها نگه داشته شده و با آنها حرکت می کند. با این حال، تعداد کمی از ذرات با انرژی بالا، که شعاع انحنای مسیر در magn. میدان پلاسما با اندازه ابر قابل مقایسه است یا از آن فراتر می رود، وارد شدن به ابر، در آن باقی نمی ماند. این ذرات فقط توسط مغناطیسی منحرف می شوند. در میدان ابر، نوعی برخورد ذره با کل ابر و پراکندگی ذرات روی آن وجود دارد (شکل 5). در چنین شرایطی، ذره به طور موثر انرژی را با کل ابر به یکباره مبادله می کند. اما جنبشی انرژی ابر بسیار زیاد است و در اصل انرژی ابر شتاب گرفته است ذرات می توانند به طور نامحدود رشد کنند تا زمانی که ذره با حرکات شدید پلاسما منطقه را ترک کند. این اصل آمار است. مکانیسم شتاب ارائه شده توسط E. Fermi در سال 1949. به طور مشابه، ذرات هنگامی که با امواج ضربه ای قدرتمند (مثلاً در فضای بین سیاره ای) برهم کنش می کنند، به ویژه هنگامی که دو موج ضربه ای به یکدیگر نزدیک می شوند و میدان های مغناطیسی بازتابی را تشکیل می دهند، شتاب می گیرند. "آینه" (یا "دیوار") برای ذرات شتابدار.

همه مکانیسم های شتاب منجر به طیفی از پرتوهای کیهانی می شوند که در آن با افزایش انرژی تعداد ذرات کاهش می یابد. اینجاست که شباهت های بین مکانیسم ها به پایان می رسد. با وجود تئوری فشرده و مطالعات تجربی، تا زمانی که مکانیسم شتاب جهانی یا ترکیبی از مکانیسم‌ها پیدا شود که بتواند تمام ویژگی‌های طیف و ترکیب بار پرتوهای کیهانی را توضیح دهد. برای مثال، در مورد یک برق پالسی زمینه های Eنرخ افزایش سختی آربا نسبت تعیین می شود dR/dt = cE، یعنی به مغناطیسی اصلی بستگی ندارد. سختی ذرات در این حالت تمام ذرات در میدان عمل شتاب می گیرند E ، ترکیب آنها منعکس کننده ترکیب پلاسمای اولیه خواهد بود و طیف شکل را خواهد داشت دکتر)~ انقضا -(R/R 0) کجا آر 0 - صلبیت مشخصه طیف.

هنگامی که توسط امواج پلاسما شتاب می گیرند، ذرات با انرژی تنها چند برابر می توانند شتاب بگیرند. برابر حرارت بیشتر تعداد چنین ذرات خیلی کم نیست، اما شرایط شتاب به طور قابل توجهی به نوع ذرات بستگی دارد، که باید منجر به تغییر شدید در ترکیب آنها در مقایسه با ترکیب پلاسمای اولیه شود. طیف پروتون های شتاب شده، با این حال، در این مورد می تواند ~ exp -(R/R 0).

مکانیسم بتاترون که مبتنی بر حفظ آدیاباتیک است حرکت ثابت ذرات = ثابت، طیف قدرت-قانون می دهد و نسبت به نوع ذرات انتخابی نیست، اما بازده آن متناسب با مغناطیسی است. سفتی ذرات ( dR/dt ~ R) ، یعنی عمل آن مستلزم شتاب اولیه (تزریق) است.

مکانیسم شتاب فرمی انرژی قانون قدرت می دهد. طیف، با این حال، با توجه به نوع ذرات انتخابی است. شتاب امواج ضربه ای در فضا. پلاسما همچنین منجر به انرژی قانون قدرت می شود. طیف، و از لحاظ نظری. محاسبات یک شاخص = 2.5 را نشان می دهد که به خوبی با شکل مشاهده شده طیف پرتوهای کیهانی مطابقت دارد. بنابراین، نظریه شتاب، متأسفانه، اجازه می دهد تا یک رویکرد مبهم برای تفسیر طیف های مشاهده شده از ذرات شتاب (به ویژه، پرتوهای کیهانی خورشیدی).

فرآیندهای شتاب توسط الکتریکی ضربه ای. میدان های نزدیک به خطوط صفر مغناطیسی. میدان ها در طول شعله های خورشید مشاهده می شوند، زمانی که برای چندین. ذرات دقیقه ظاهر می شوند که تا انرژی چندین شتاب گرفته اند. GeV. نزدیک تپ اخترها، در پوسته ابرنواخترها در کهکشان، و همچنین در خارج از کهکشان. اجرام - کهکشان های رادیویی و اختروش ها - این فرآیند می تواند نقش DOS را نیز ایفا کند. مکانیسم شتاب یا حداقل نقش یک انژکتور. در حالت دوم، ذرات تزریق شده تا حداکثر شتاب می گیرند. مشاهده شده در K. l. انرژی ها در نتیجه برهمکنش با امواج و با ناهمگنی های مغناطیسی. میدان های پلاسمای متلاطم

مشاهدات در مقیاس های مختلف (کهکشان، خورشید، مغناطیس کره زمین و غیره) نشان می دهد که شتاب ذرات در فضا اتفاق می افتد. پلاسما در همه جا که حرکات ناهمگن و مغناطیسی به اندازه کافی شدید وجود دارد. زمینه های. با این حال، ذرات در تعداد زیاد و تا انرژی های بسیار بالا فقط در جایی که انرژی جنبشی بسیار بالایی به پلاسما داده می شود، می توانند شتاب بگیرند. انرژی. این دقیقاً همان چیزی است که در چنین فضای بزرگی رخ می دهد. فرآیندهایی مانند انفجار ابرنواخترها، فعالیت کهکشان های رادیویی و اختروش ها.

در کنار نقش عظیم K. l. در اخترفیزیک فرآیندها، لازم است به اهمیت آنها برای مطالعه گذشته دور زمین (تغییرات آب و هوا، تکامل زیست کره و غیره) و برای حل برخی از مشکلات عملی توجه شود. وظایف فعلی (اطمینان از ایمنی تشعشعات فضانوردان، ارزیابی سهم احتمالی پرتوهای کیهانی در اثرات هواشناسی و غیره).

روشن:
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Origin of Cosmic rays, M., 1963; Miroshnichenko L.I.، پرتوهای کیهانی در فضای بین سیاره ای، M.، 1973; دورمن L.I.، مبانی تجربی و نظری اخترفیزیک پرتوهای کیهانی، M.، 1975; Toptygin I. N.، پرتوهای کیهانی در میدان های مغناطیسی بین سیاره ای، M.، 1983.

(L.I. میروشنیچنکو)