Ce sunt razele cosmice. Raze cosmice (radiații cosmice)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă

Raze cosmice - particule elementareși nuclee de atomi care se deplasează la energii mari în spațiul cosmic.

Informatii de baza

Fizica razelor cosmice considerat a fi parte fizica energiei înalteȘi Fizica particulelor.

Fizica razelor cosmice studii:

• procese care conduc la apariția și accelerarea razelor cosmice;
• particule de raze cosmice, natura și proprietățile lor;
• fenomene cauzate de particulele de raze cosmice din spațiul cosmic, atmosfera Pământului și planetelor.

Studiul fluxurilor de particule cosmice încărcate cu energie înaltă și neutre care cad la limita atmosferei Pământului este cea mai importantă problemă experimentală.

Clasificare în funcție de originea razelor cosmice:

• în afara galaxiei noastre
• în galaxie
• in soare
• în spațiul interplanetar

Primar numite raze extragalactice și galactice. Secundar Se obișnuiește să se numească fluxuri de particule care trec și se transformă în atmosfera Pământului.

Razele cosmice sunt o componentă a radiațiilor naturale (radiația de fundal) de pe suprafața Pământului și în atmosferă.

Înainte de dezvoltarea tehnologiei acceleratoarelor, razele cosmice au servit ca singura sursă de particule elementare de înaltă energie. Astfel, pozitronul și muonul au fost găsite pentru prima dată în razele cosmice.

Spectrul energetic al razelor cosmice constă din 43% din energia protonilor, încă 23% din energia heliului (particule alfa) și 34% din energia transportată de restul particulelor.

După numărul de particule, razele cosmice sunt 92% protoni, 6% nuclee de heliu, aproximativ 1% elemente mai grele și aproximativ 1% electroni. Când se studiază sursele de raze cosmice din afara sistemului solar, componenta proton-nucleară este detectată în principal prin fluxul de raze gamma pe care îl creează prin telescoape cu raze gamma care orbitează, iar componenta electronică este detectată de radiația sincrotron generată de aceasta, care cade pe domeniul radio (în special, pe undele metrice - la radiația în câmpul magnetic al mediului interstelar), și în câmpurile magnetice puternice în regiunea sursei de raze cosmice - și la intervale de frecvență mai înalte. Prin urmare, componenta electronică poate fi detectată și de instrumente astronomice de la sol.

În mod tradițional, particulele observate în CR sunt împărțite în următoarele grupuri: $p\; (Z=1),\; \backslash alpha\; (Z=2),\; L\; (Z=3-5),\; M\; (Z=6-9),\; H\; (Z\; \backslash geqslant\; 10),\; VH\; (Z\; \backslash geqslant\; 20)$(respectiv, protoni, particule alfa, ușoare, medii, grele și supergrele). caracteristică compoziție chimică radiația cosmică primară este un conținut anormal de mare (de câteva mii de ori) de nuclee din grupa L (litiu, beriliu, bor) în comparație cu compoziția stelelor și a gazului interstelar. Acest fenomen se explică prin faptul că mecanismul de generare a particulelor cosmice accelerează în primul rând nucleele grele, care, atunci când interacționează cu protonii mediului interstelar, se descompun în nuclee mai ușoare. Această ipoteză este confirmată de faptul că CR au un grad foarte ridicat de izotropie.

Istoria fizicii razelor cosmice

Pentru prima dată, o indicație a posibilității existenței radiațiilor ionizante de origine extraterestră a fost obținută la începutul secolului al XX-lea în experimente privind studiul conductivității gazelor. Curentul electric spontan observat în gaz nu a putut fi explicat prin ionizarea rezultată din radioactivitatea naturală a Pământului. Radiația observată s-a dovedit a fi atât de pătrunzătoare încât în ​​camerele de ionizare, ecranate de straturi groase de plumb, s-a observat încă un curent rezidual. În 1911-1912, au fost efectuate o serie de experimente cu camere de ionizare la baloane. Hess a descoperit că radiația crește odată cu înălțimea, în timp ce ionizarea cauzată de radioactivitatea Pământului ar trebui să scadă odată cu înălțimea. În experimentele lui Kolcherster, s-a dovedit că această radiație este direcționată de sus în jos.

În anii 1921-1925, fizicianul american Millikan, studiind absorbția radiațiilor cosmice în atmosfera Pământului în funcție de înălțimea de observație, a constatat că în plumb această radiație este absorbită în același mod ca și radiația gamma a nucleelor. Millikan a fost primul care a numit această radiație raze cosmice. În 1925, fizicienii sovietici L. A. Tuvim și L. V. Mysovsky au măsurat absorbția radiațiilor cosmice în apă: s-a dovedit că această radiație a fost absorbită de zece ori mai slab decât radiația gamma a nucleelor. Mysovsky și Tuwim au descoperit, de asemenea, că intensitatea radiațiilor depinde de presiunea barometrică - au descoperit „efectul barometric”. Experimentele lui D. V. Skobeltsyn cu o cameră cu nori plasată într-un câmp magnetic constant au făcut posibilă „vederea”, datorită ionizării, a urmelor (urmelor) de particule cosmice. DV Skobeltsyn a descoperit ploaie de particule cosmice. Experimentele cu raze cosmice au făcut posibilă realizarea unui număr de descoperiri fundamentale pentru fizica microlumilor.

razele cosmice solare

Razele cosmice solare (SCR) sunt particule încărcate energetic - electroni, protoni și nuclei - injectate de Soare în spațiul interplanetar. Energia SCR variază de la câțiva keV la câțiva GeV. În partea inferioară a acestui interval, SCR-urile se învecinează cu protonii fluxurilor de vânt solar de mare viteză. Particulele SCR apar din cauza erupțiilor solare.

Raze cosmice de ultra-înaltă energie

Energia unor particule depășește limita GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - limita de energie teoretică pentru razele cosmice 5·10 19 eV, cauzată de interacțiunea lor cu fotonii radiației cosmice de fond cu microunde. Câteva zeci de astfel de particule au fost înregistrate de observatorul AGASA pe an. (Engleză)Rusă. Aceste observații nu au încă o explicație științifică suficient de fundamentată.

Înregistrarea razelor cosmice

Multă vreme după descoperirea razelor cosmice, metodele de înregistrare a acestora nu au fost diferite de metodele de înregistrare a particulelor în acceleratoare, cel mai adesea - contoare de descărcare de gaze sau emulsii fotografice nucleare ridicate în stratosferă sau în spațiul cosmic. Dar această metodă nu permite observații sistematice ale particulelor de înaltă energie, deoarece acestea apar destul de rar, iar spațiul în care un astfel de contor poate face observații este limitat de dimensiunea sa.

Observatoarele moderne lucrează pe alte principii. Când o particulă de mare energie intră în atmosferă, ea interacționează cu atomii de aer din primii 100 g/cm² și creează o rafală de particule, în principal pioni și muoni, care la rândul lor creează alte particule și așa mai departe. Se formează un con de particule, care se numește duș. Astfel de particule se mișcă cu o viteză care depășește viteza luminii în aer, datorită căreia există o strălucire Cherenkov, înregistrată de telescoape. Această tehnică vă permite să monitorizați zone ale cerului cu o suprafață de sute de kilometri pătrați.

Semnificație pentru călătoriile în spațiu

Astronauții ISS, când închid ochii, văd fulgere de lumină nu mai mult de o dată la fiecare 3 minute, poate că acest fenomen este asociat cu impactul particulelor de mare energie care intră în retina ochiului. Cu toate acestea, acest lucru nu a fost confirmat experimental; este posibil ca acest efect să aibă o bază exclusiv psihologică.

Expunerea prelungită la radiațiile cosmice poate avea un impact foarte negativ asupra sănătății umane. Pentru extinderea în continuare a omenirii pe alte planete ale sistemului solar, este necesar să se dezvolte o protecție fiabilă împotriva unor astfel de pericole - oamenii de știință din Rusia și SUA caută deja modalități de a rezolva această problemă.

Vezi si

• Observatorul Pierre Auger ( Engleză)

Scrieți o recenzie la articolul „Raze cosmice”

Note

1. // Enciclopedia fizică / Cap. ed. A. M. Prohorov. - M .: Marea Enciclopedie Rusă, 1990. - T. 2. Factorul de calitate - Magneto-optică. - S. 471-474. - 703 p. - ISBN 5852700614.
3. Ginzburg V.L. , Syrovatsky S.I. Starea curenta problema originii razelor cosmice // UFN . - 1960. - Nr 7.- S. 411-469. - ISSN 1996-6652. - URL: ufn.ru/ru/articles/1960/7/b/
4. , Cu. 18.
5. V. L. Ginzburg Raze cosmice: 75 de ani de cercetare și perspective de viitor // Pământ și Univers. - M .: Nauka, 1988. - Nr. 3. - pp. 3-9.
7. , Cu. 236.

Literatură

• S. V. Murzin. Introducere în fizica razelor cosmice. Moscova: Atomizdat, 1979.
• Model al spațiului cosmic - M.: Editura Universității de Stat din Moscova, în 3 volume.
• A. D. Filonenko(rusă) // UFN . - 2012. - T. 182. - S. 793-827.
• Dorman L.I. Experimental și baza teoretica astrofizica razelor cosmice. - M .: Nauka, 1975. - 464 p.
• ed. Shirkov D.V. Fizica microcosmosului. - M.: Enciclopedia Sovietică, 1980. - 528 p.

Legături

Componente Nebuloase Regiunile de formare a stelelor Formațiuni circumstelare Radiația

Un fragment care caracterizează razele cosmice

În acest moment, Petya, căruia nimeni nu i-a dat nicio atenție, s-a dus la tatăl său și, tot roșu, cu o voce frântă, când aspru, când subțire, a spus:
„Ei bine, acum, tată, voi spune hotărât - și mamă, după cum doriți, - voi spune hotărât că mă vei lăsa să intru serviciu militar pentru ca nu pot... asta-i tot...
Contesa și-a ridicat ochii la cer îngrozită, și-a strâns mâinile și s-a întors furios către soțul ei.
- Asta e treaba! - ea a spus.
Însă contele și-a revenit din entuziasm în același moment.
— Păi, bine, spuse el. — Iată un alt războinic! Lasă prostiile: trebuie să studiezi.
„Nu este o prostie, tată. Obolensky Fedya este mai tânăr decât mine și pleacă și, cel mai important, oricum, nu pot învăța nimic acum, când ... - Petya se opri, s-a înroșit și a spus la fel: - când patria este în pericol.
- Plin, plin, prostie...
„Dar tu însuți ai spus că vom sacrifica totul.
„Petya, îți spun, taci”, a strigat contele, privind înapoi la soția sa, care, devenind palidă, s-a uitat cu ochii ațintiți la fiul ei mai mic.
- Iti spun. Deci Pyotr Kirillovich va spune...
- Vă spun eu - e o prostie, laptele nu s-a uscat încă, dar vrea să servească în armată! Ei bine, vă spun eu, - și contele, luând hârtiile cu el, probabil ca să le citească din nou în birou înainte de a se odihni, a părăsit camera.
- Pyotr Kirillovich, ei bine, hai să fumăm...
Pierre era confuz și indecis. Ochii neobișnuit de strălucitori și vioi ai Natașei, neîncetat, mai mult decât cu afecțiune, adresați lui, l-au adus în această stare.
- Nu, cred că mă duc acasă...
- Ca acasă, dar ai vrut să ai o seară cu noi... Și apoi au început rar să viziteze. Și acesta este al meu... - spuse contele cu bunăvoință, arătând către Natasha, - este doar vesel cu tine...
— Da, am uitat... neapărat trebuie să merg acasă... Lucruri... spuse Pierre grăbit.
— Ei bine, la revedere, spuse contele, părăsind complet încăperea.
- De ce pleci? De ce esti suparat? De ce? .. - l-a întrebat Natasha pe Pierre, privindu-i sfidătoare în ochi.
"Pentru că te iubesc! a vrut să spună, dar nu a spus-o, a roșit până la lacrimi și a lăsat ochii în jos.
„Pentru că este mai bine pentru mine să te vizitez mai rar... Pentru că... nu, am doar treburi de făcut.”
- De la ce? nu, spune-mi, - începu Natasha hotărât și tăcu brusc. Amândoi s-au uitat unul la altul cu frică și jenă. A încercat să zâmbească, dar nu a reușit: zâmbetul lui exprima suferință și i-a sărutat în tăcere mâna și a ieșit.
Pierre a decis să nu mai viziteze Rostovii cu el însuși.

Petya, după ce a primit un refuz hotărât, a mers în camera lui și acolo, încuiându-se de toată lumea, a plâns amar. Toată lumea făcea de parcă n-ar fi observat nimic când venea la ceai tăcut și posomorât, cu ochii plini de lacrimi.
A doua zi a sosit împăratul. Câțiva dintre slujitorii Rostovilor au cerut să meargă să-l vadă pe țar. În acea dimineață, Petya a petrecut mult timp îmbrăcându-se, pieptănându-și părul și aranjându-și gulerele ca pe cele mari. S-a încruntat în fața oglinzii, a făcut gesturi, a ridicat din umeri și, în cele din urmă, fără să spună nimănui, și-a pus șapca și a părăsit casa de pe veranda din spate, încercând să nu fie observat. Petia s-a hotărât să meargă direct în locul în care se află suveranul și să explice direct vreunui cămăril (Petei i s-a părut că suveranul este mereu înconjurat de camelii) că el, contele Rostov, în ciuda tinereții sale, vrea să slujească patria, că tinerețea nu poate fi un obstacol pentru devotament și că el este gata... Petya, în timp ce se pregătea, a pregătit multe cuvinte frumoase pe care le-ar spune cămărilului.
Petya a contat pe succesul prezentării sale în fața suveranului tocmai pentru că era copil (Petya s-a gândit chiar cât de surprinși ar fi toată lumea de tinerețe), și, în același timp, în aranjarea gulerelor, în coafura și într-un mers liniştit, lent, voia să se prezinte ca un bătrân. Dar cu cât mergea mai departe, cu atât se distra mai mult cu oamenii care soseau și soseau la Kremlin, cu atât uita mai mult să observe gradul și încetineala caracteristice adulților. Apropiindu-se de Kremlin, a început deja să aibă grijă să nu fie împins și hotărât, cu o privire amenințătoare, și-a pus coatele în lateral. Dar la Porțile Treimii, în ciuda întregii sale hotărâri, oameni care probabil nu știau în ce scop patriotic mergea la Kremlin l-au strâns de zid, astfel încât a trebuit să se supună și să se oprească, în timp ce se afla la poartă cu un bâzâit sub arcuiește zgomotul trăsurilor care trec. Lângă Petya stătea o femeie cu un lacheu, doi negustori și un soldat pensionar. După ce a stat ceva vreme la poartă, Petia, fără să aștepte să treacă toate trăsurile, a vrut să meargă înaintea celorlalți și a început să lucreze hotărât cu coatele; dar femeia care stătea în fața lui, asupra căreia el și-a îndreptat mai întâi coatele, a strigat furios la el:
- Ce, barchuk, împingând, vezi tu - toată lumea sta în picioare. Atunci de ce să urci!
— Așa se va urca toată lumea, spuse lacheul și, începând și el să lucreze cu coatele, o strânse pe Petya în colțul împuțit al porții.
Petya și-a șters sudoarea care îi acoperea fața cu mâinile și și-a îndreptat gulerele, îmbibate de sudoare, pe care le aranja la fel ca și pe cele mari de acasă.
Petya a simțit că are o înfățișare de neprezentat și se temea că, dacă se va prezenta așa în fața cameliilor, nu va avea voie să-l vadă pe suveran. Dar nu a fost nicio modalitate de a vă recupera și de a merge în alt loc din cauza etanșeității. Unul dintre generalii care treceau era un cunoscut al Rostovilor. Petya a vrut să-i ceară ajutorul, dar a considerat că ar fi contrar curajului. Când toate trăsurile au trecut, mulțimea s-a revărsat și a dus-o pe Petya în piață, care era toată ocupată de oameni. Nu doar prin zonă, ci pe versanți, pe acoperișuri, erau oameni peste tot. De îndată ce Petya s-a trezit în piață, a auzit clar sunetele clopotelor și discuțiile populare vesele care au umplut întregul Kremlin.
La un moment dat era mai spațios pe piață, dar deodată toate capetele s-au deschis, totul s-a repezit undeva înainte. Petya a fost strâns astfel încât să nu mai poată respira, iar toată lumea a strigat: „Hura! ura! ura! Petya stătea în vârful picioarelor, împinsă, ciupită, dar nu putea vedea decât oamenii din jurul lui.
Pe toate fețele exista o expresie comună de tandrețe și încântare. Soția unui negustor, care stătea lângă Petya, plângea și lacrimile curgeau din ochi.
- Tată, înger, tată! spuse ea ștergându-și lacrimile cu degetul.
- Ura! strigă din toate părţile. Timp de un minut, mulțimea a stat într-un singur loc; dar apoi se repezi din nou înainte.
Petya, pe lângă el, a strâns dinții și și-a dat ochii peste cap cu brutalitate, s-a repezit înainte, lucrând cu coatele și strigând „Ura!”, de parcă ar fi fost gata să se omoare pe sine și pe toată lumea în acel moment, dar exact aceleași fețe brutale au urcat din părţile lui cu aceleaşi strigăte de „Ura!”.
„Deci așa este un suveran! gândi Petya. – Nu, nu mă pot adresa la el, e prea îndrăzneț! dar în acel moment mulțimea s-a clătinat înapoi (din față polițiștii îi împingeau pe cei care înaintaseră prea aproape de procesiune; suveranul trecea de la palat la Catedrala Adormirea Maicii Domnului), iar Petya a primit pe neașteptate o asemenea lovitură în coaste în lateral și a fost atât de zdrobit încât deodată totul s-a întunecat în ochii lui și și-a pierdut cunoștința. Când a venit, un fel de duhovnic, cu un smoc de păr cărunt în spate, într-o sutană albastră ponosită, probabil un sacristan, l-a ținut sub braț cu o mână și l-a păzit de mulțimea care se apropia cu cealaltă.
- Barchonka zdrobit! – spuse diaconul. - Păi, deci! .. mai ușor... zdrobit, zdrobit!
Suveranul a mers la Catedrala Adormirea Maicii Domnului. Mulțimea s-a echilibrat din nou, iar diaconul a condus-o pe Petya, palid și fără a respira, la tunul țarului. Câțiva oameni s-au făcut milă de Petya și, deodată, toată mulțimea s-a întors către el și a existat deja o fugă în jurul lui. Cei care stăteau mai aproape l-au servit, i-au desfăcut redingota, au așezat tunurile pe o estradă și au reproșat cuiva - cei care l-au zdrobit.
- Așa poți zdrobi până la moarte. Ce este asta! Crimă de făcut! Uite, inima mea, a devenit albă ca o față de masă, - au spus vocile.
Petya și-a revenit curând în fire, culoarea i-a revenit pe față, durerea a dispărut și pentru acest inconvenient temporar a primit un loc pe tun, cu care spera să-l vadă pe suveranul care urma să se întoarcă. Petya nu s-a mai gândit să depună o petiție. Dacă l-ar putea vedea - și atunci s-ar considera fericit!
În timpul slujbei din Catedrala Adormirea Maicii Domnului - o slujbă de rugăciune unită cu ocazia sosirii suveranului și rugăciune de mulțumire pentru încheierea păcii cu turcii - s-a răspândit mulțimea; vânzătorii de kvas, turtă dulce, semințe de mac, cărora Petya îi plăcea în mod deosebit, au apărut strigând și s-au auzit conversații obișnuite. Soția unui negustor și-a arătat șalul rupt și a raportat cât de scump a fost cumpărat; altul a spus că în zilele noastre toate țesăturile de mătase s-au scumpit. Sacristanul, salvatorul lui Petya, vorbea cu oficialul despre cine și cine slujește cu episcopul astăzi. Sacristanul a repetat de mai multe ori cuvântul soborne, pe care Petya nu l-a înțeles. Doi tineri meseriași glumeau cu fete din curte care roadau nuci. Toate aceste conversații, în special glumele cu fetele, care pentru Petya la vârsta lui aveau o atracție deosebită, toate aceste conversații acum nu o interesau pe Petya; Stăteai pe estrada lui de tun, încă agitat la gândul la suveran și la dragostea lui pentru el. Coincidența sentimentului de durere și frică, când era strâns, cu sentimentul de încântare, a întărit și mai mult în el conștiința importanței acestui moment.
Dintr-o dată, s-au auzit împușcături de tun din terasament (acestea au fost trase în comemorarea păcii cu turcii), iar mulțimea s-a repezit la terasament - pentru a vedea cum trăgeau. Petya a vrut și el să alerge acolo, dar diaconul, care a luat barchonul sub protecția sa, nu i-a dat drumul. Încă se mai făceau împușcături când ofițerii, generalii, camaralii au fugit din Catedrala Adormirea Maicii Domnului, apoi alții au ieșit mai încet, li s-au scos din nou pălăriile de pe cap, iar cei care fugiseră să se uite la arme au fugit înapoi. În cele din urmă, încă patru bărbați în uniforme și panglici au mai ieșit pe ușile catedralei. "Ura! Ura! a strigat din nou mulţimea.
- Care? Care? întrebă Petya în jurul lui cu o voce plângătoare, dar nimeni nu-i răspunse; toată lumea era prea dusă, iar Petia, alegând una dintre aceste patru fețe, pe care nu-l putea vedea clar din cauza lacrimilor care îi ieșeau de bucurie din ochi, și-a concentrat toată încântarea asupra lui, deși nu era suveranul, a strigat „Ura! cu o voce frenetică și a hotărât că mâine, indiferent cât l-ar costa, va fi militar.
Mulțimea a alergat după suveran, l-a escortat la palat și a început să se împrăștie. Era deja târziu, iar Petya nu mâncase nimic, iar sudoarea curgea din el; dar nu s-a dus acasă și, împreună cu o mulțime mai mică, dar încă destul de mare, stăteau în fața palatului, în timpul cinei împăratului, privind în ferestrele palatului, așteptând altceva și invidiându-i pe demnitarii care urcau cu mașina la pridvorul - pentru cina împăratului, iar lacheii odăilor care slujeau la masă și străluceau prin ferestre.
La cină, suveranul Valuev a spus, privind pe fereastră:
„Oamenii încă mai speră să o vadă pe Majestatea Voastră.
Cina se terminase deja, împăratul s-a ridicat și, terminându-și biscuitul, a ieșit pe balcon. Oamenii, cu Petya la mijloc, s-au repezit spre balcon.
— Înger, tată! Ura, tată! .. - au strigat oamenii și Petya, iar femeile și câțiva bărbați mai slabi, inclusiv Petya, au plâns de fericire. O bucată destul de mare de biscuit, pe care suveranul o ținea în mână, s-a rupt și a căzut pe balustrada balconului, de pe balustradă până la pământ. Coșerul în haină, care stătea cel mai aproape, se repezi la această bucată de biscuit și o apucă. O parte din mulțime s-au repezit la cocher. Observând acest lucru, suveranul a ordonat să i se servească o farfurie cu biscuiți și a început să arunce biscuiți de pe balcon. Ochii lui Petya erau plini de sânge, pericolul de a fi zdrobit l-a entuziasmat și mai mult, s-a aruncat pe biscuiți. Nu știa de ce, dar era necesar să ia un biscuit din mâinile regelui și trebuia să nu cedeze. S-a repezit și a doborât o bătrână care prindea un biscuit. Însă bătrâna nu s-a considerat învinsă, deși stătea întinsă la pământ (bătrâna a prins biscuiți și nu a lovit cu mâinile). Petya și-a doborât mâna cu genunchiul lui, a apucat biscuitul și, de parcă i-ar fi teamă să nu întârzie, a strigat din nou „Ura!”, cu o voce răgușită.
Suveranul a plecat, iar după aceea majoritatea oamenilor au început să se împrăștie.
„Așa că am spus că mai trebuie să așteptăm - și s-a întâmplat”, au spus oamenii bucuroși din diferite părți.
Oricât de fericit era Petya, era încă trist să plece acasă și să știe că toată bucuria acelei zile s-a terminat. De la Kremlin, Petya nu a plecat acasă, ci la tovarășul său Obolensky, care avea cincisprezece ani și care a intrat și el în regiment. Întors acasă, a anunțat hotărât și hotărât că, dacă nu-l lasă să intre, va fugi. Și a doua zi, deși încă nu s-a predat complet, contele Ilya Andreich a mers să afle cum să o pună pe Petya undeva mai sigur.

În dimineața zilei de 15, în a treia zi după aceea, un număr nenumărat de trăsuri stăteau la Palatul Sloboda.
Sălile erau pline. În prima erau nobili în uniforme, în a doua, negustori cu medalii, în barbă și caftane albastre. În holul Adunării Nobilimii se auzi un bâzâit și mișcare. La o masă mare, sub portretul suveranului, cei mai importanți nobili stăteau pe scaune cu spătar înalt; dar cei mai mulţi dintre nobili se plimbau prin sală.
Toți nobilii, aceiași pe care Pierre îi vedea în fiecare zi, fie în club, fie în casele lor, erau toți în uniforme, unii în a lui Catherine, unii în a lui Pavlov, unii în noul Alexandru, unii într-un nobil general și acest caracter general. a uniformei a dat ceva ciudat și fantastic acestor bătrâni și tineri, celor mai diverse și familiare chipuri. Deosebit de izbitori au fost bătrânii, orbi, lipsiți de dinți, cheli, umflați de grăsime galbenă sau zbârciți, slabi. În cea mai mare parte, stăteau la locurile lor și tăceau, iar dacă mergeau și vorbeau, se atașau de cineva mai tânăr. La fel ca pe chipurile mulțimii pe care le-a văzut Petya în piață, pe toate aceste fețe era o trăsătură izbitoare a contrariului: o așteptare comună a ceva solemn și obișnuit, ieri - petrecerea din Boston, Petrușka bucătarul, sănătatea lui. Zinaida Dmitrievna etc.
Pierre, încă de dimineața devreme, îmbrăcat într-o uniformă nobilă incomodă și îngustă, care devenise el, era pe holuri. Era într-o stare de agitație: adunarea extraordinară nu numai a nobilimii, ci și a negustorilor - moșii, etats generaux - i-a evocat o serie întreagă de gânduri abandonate de mult, dar adânc înfipte în suflet, despre Contrat. social [Contractul social] și revoluția franceză. Cuvintele pe care le-a observat în apel, că suveranul va ajunge în capitală pentru o conferință cu oamenii săi, l-au confirmat în această privire. Iar el, crezând că în acest sens se apropie ceva important, ceva pe care îl aștepta de mult, s-a plimbat, s-a uitat atent, a ascultat conversația, dar nicăieri nu a găsit expresia acelor gânduri care-l ocupa.

Razele cosmice sunt fluxuri de particule încărcate cu energie înaltă care constau din protoni. Ele vin pe Pământ din toate direcțiile spațiului interstelar, inclusiv din Soare. După ce au loc pe , intensitatea fluxurilor crește brusc.Razele cosmice seamănă cu un gaz foarte rarefiat, în care particulele aproape că nu interacționează între ele. Dar, zburând prin substanță, se ciocnesc de nucleele atomilor ei și dau naștere la particule elementare instabile (sunt detectate de aceste urme). Spațiul exterior apropiat de Pământ este pătruns de raze cosmice de două tipuri: staționare și nestaționare. Cele staționare includ fluxuri de particule din , cele nestaționare sunt razele de origine solară.

În fiecare secundă, fluxuri de tot felul de particule cad pe Pământ din adâncurile spațiului. Razele cosmice depășesc distanțe gigantice, dar nu își pierd puterea. Ele invadează atmosfera planetei noastre, ionizându-i gazele constitutive. W. Hess a devenit pionierul acestei descoperiri: cu ajutorul unui balon, a putut determina că ionizarea gazelor nu scade odată cu înălțimea, așa cum se credea, ci crește. Acest lucru a indicat că substanța radioactivă responsabilă pentru acest proces nu se află pe planeta noastră.

feluri

Galactic

Energiile razelor cosmice primare, care sunt nuclee atomice și particule elementare, sunt colosale și ajung la sute de GeV. Pe măsură ce trec prin atmosfera pământului, ei creează noi particule numite raze cosmice secundare. Razele cosmice parcurg distanțe uriașe în interiorul galaxiei noastre, schimbând în mod constant direcțiile. Au aproape viteza luminii, iar motivul schimbării direcției constă în câmpul magnetic. Este foarte greu ca razele să părăsească galaxie, deoarece câmpul ei magnetic este închis. Acest lucru a făcut posibilă confirmarea teoriei că există un câmp magnetic în galaxia noastră, pentru a calcula puterea acestuia. Din calcule, reiese că razele cosmice parcurg distanțe de până la 10 27 cm pe perioade de miliarde de ani. Pe baza timpului de existență a particulelor, este posibil să se determine puterea surselor lor. Astfel de surse, de exemplu, sunt. Razele cosmice sunt capabile să încălzească gazele rarefiate la milioane de grade. Un proces similar există, de exemplu, în zona convectivă a Soarelui. Aceste gaze formează un halou imens numit coroană galactică.

Albedo

Unele dintre raze sunt reflectate de atmosfera pământului, creând particule secundare - albedo. Neutronii albedo alimentează centura de radiații cu protoni cu energii de până la 10 3 MeV și cu electroni cu energii de câțiva MeV.

solar

În timpul erupțiilor solare, sunt emise fluxuri de particule încărcate. Ele sunt accelerate în straturile superioare ale atmosferei luminarului și dobândesc energii suficient de mari. Înregistrându-i cu suprafața pământului, pe fondul fluxurilor galactice de energie superioară, are loc sub forma unei creșteri accentuate a intensității fluxului de raze cosmice. Cea mai mare parte a razelor solare sunt protoni cu energii de 10 6 eV, iar limita superioară a energiei lor este 2 . 10 10 eV.

fascicule de energie ultra-înaltă

Energia particulelor unor astfel de fascicule este mai mare decât limita de energie teoretică admisibilă, care este 5 . 10 19 eV. Această limită se datorează interacțiunii lor cu fotonii radiației primare, relicve. Se dovedește că aceste raze cosmice sunt rătăcitori din adâncurile Universului. Observatorul AGASA a urmărit câteva zeci de surse de particule de energie ultra-înaltă de-a lungul anului.

Înregistrarea razelor cosmice

În observatoarele moderne, urmărirea urmelor razelor cosmice se realizează cu ajutorul telescoapelor. Particulele de înaltă energie care intră în atmosferă interacționează cu atomii de aer. Ca rezultat, se nasc fluxuri de pioni și muoni, care formează ei înșiși alte particule. Procesul continuă mai departe, până la formarea unui con de particule, numit duș. Astfel de particule au o viteză mai mare decât lumina (în aer), așa că strălucesc. Metoda face posibilă urmărirea unor zone ale cerului de sute de km2.

RAZE COSMICE, fluxuri de particule încărcate cu energie înaltă care vin pe Pământ din toate părțile din spațiul cosmic și îi bombardează în mod constant atmosfera. Razele cosmice sunt dominate de protoni, există și electroni, nuclee de heliu și mai grele elemente chimice(până la nuclee cu sarcină Z ≈ 30). Nucleele atomilor de hidrogen și heliu sunt cele mai numeroase în raze cosmice (≈85, respectiv ≈10%). Ponderea altor nuclee este mică (nu depășește ≈5%). O mică parte din razele cosmice sunt electroni și pozitroni (mai puțin de 1%). Radiația cosmică incidentă la graniță atmosfera pământului, include toate particulele și nucleele încărcate stabile cu durate de viață de ordinul a 106 ani sau mai mult. În esență, numai particulele accelerate în surse astrofizice îndepărtate pot fi numite cu adevărat raze cosmice „primare”, iar „secundare” - particule formate în procesul de interacțiune a razelor cosmice primare cu gazul interstelar. Astfel, electronii, protonii și nucleele de heliu, precum și carbonul, oxigenul, fierul etc., sintetizat în stele, sunt primari. Dimpotrivă, nucleele de litiu, beriliu și bor ar trebui considerate secundare. Antiprotonii și pozitronii sunt parțial, dacă nu complet, secundari, dar acea fracțiune a acestora, care poate avea o origine primară, face acum obiectul cercetării.

Istoria cercetării razelor cosmice

La început. Secolului 20 în experimente cu electroscoape şi camere de ionizare s-a descoperit o ionizare reziduală permanentă a gazelor cauzată de un fel de radiație penetrantă. Spre deosebire de radiația substanțelor radioactive mediu inconjurator, radiațiile penetrante nu au putut opri nici măcar straturile groase de plumb. Natura extraterestră a radiației penetrante detectate a fost stabilită în 1912 (W. Hess, Premiul Nobel, 1936) în experimente cu camere de ionizare pe baloane. S-a constatat că odată cu creșterea distanței față de suprafața Pământului, ionizarea cauzată de radiația penetrantă crește. Originea sa extraterestră a fost în cele din urmă dovedită de R. Millikenîn 1923-26 în experimente privind absorbția radiațiilor de către atmosferă (el a fost cel care a introdus termenul de „raze cosmice”).

Natura razelor cosmice până în anii 1940. rămas neclar. În acest timp, s-a dezvoltat intens direcția nucleară a cercetării razelor cosmice (aspectul fizicii nucleare) - studiul interacțiunii razelor cosmice cu materia, formarea particulelor secundare și absorbția lor în atmosferă. Aceste studii, efectuate cu ajutorul telescoapelor, contoarelor, camerelor Wilson și emulsiilor fotografice nucleare (ridicate pe baloane în stratosferă), au condus, în special, la descoperirea de noi particule elementare - Pozitron (1932), muon(1936), π meson (1947).

Studii sistematice de impact câmp geomagnetic asupra intensității și direcției de sosire a razelor cosmice primare a arătat că marea majoritate a particulelor de raze cosmice au o sarcină pozitivă. Legat de aceasta este asimetria est-vest a razelor cosmice: din cauza deviației particulelor încărcate în câmpul magnetic al Pământului, mai multe particule vin din vest decât din est. Utilizarea emulsiilor fotografice a făcut posibilă determinarea compoziției nucleare a razelor cosmice primare (1948): au fost găsite urme de nuclee de elemente chimice grele, până la fier. Electronii primari din razele cosmice au fost înregistrați pentru prima dată abia în 1961 în măsurători stratosferice.

Din con. anii 1940 problemele originii și variațiilor temporale ale razelor cosmice (aspectul cosmofizic) au venit în prim-plan.

Caracteristicile și clasificarea razelor cosmice

Razele cosmice seamănă cu un gaz relativist extrem de rarefiat, ale cărui particule practic nu interacționează între ele, dar experimentează ciocniri rare cu materia mediilor interstelare și interplanetare și sunt expuse câmpurilor magnetice cosmice. Particulele de raze cosmice au energii cinetice enorme (până la E kin ~ 10 21 eV). În apropierea Pământului, marea majoritate a fluxului de raze cosmice este alcătuită din particule cu energii de la 10 6 eV la 10 9 eV, după care fluxul de raze cosmice slăbește brusc. Deci, la o energie de ~10 12 eV, nu mai mult de 1 particulă / (m 2 ∙ s) cade pe limita atmosferică, iar la Ekin ~ 10 15 eV, doar 1 particulă / (m 2 ∙ an). Acest lucru provoacă anumite dificultăți în studiul razelor cosmice de energii înalte și ultraînalte (extreme). Deși fluxul total de raze cosmice în apropierea Pământului este mic (doar aproximativ 1 particulă / (cm 2 ∙ s)), densitatea lor de energie (aproximativ 1 eV / cm 3) în galaxia noastră este comparabilă cu densitatea de energie a radiația electromagnetică totală a stelelor, energie mișcarea termică gazul interstelar și energia cinetică a mișcărilor sale turbulente, precum și cu densitatea energetică a câmpului magnetic al Galaxiei. De aici rezultă că razele cosmice trebuie să joace un rol important în multe procese astrofizice.

Alte caracteristică importantă razele cosmice - originea non-termică a energiei lor. Într-adevăr, chiar și la o temperatură de ~10 9 K, aparent apropiată de maximul pentru interioarele stelare, energia medie a mișcării termice a particulelor este ≈3∙10 5 eV. Numărul principal de particule de raze cosmice observate în apropierea Pământului are energia Sf. 10 8 eV. Aceasta înseamnă că razele cosmice dobândesc energie prin accelerare în procese astrofizice specifice de natură plasmatică și electromagnetică.

După originea lor, razele cosmice pot fi împărțite în mai multe grupe: 1) razele cosmice de origine galactică (razele cosmice galactice); sursa lor este Galaxia noastră, în care particulele sunt accelerate la energii de ordinul a 10 18 eV; 2) razele cosmice de origine metagalactică (razele cosmice metagalactice); se formează în alte galaxii și au cele mai mari energii, ultrarelativiste (peste 10 18 eV); 3) razele cosmice solare; generate la sau în apropierea Soarelui în timpul erupții solareȘi ejecții de masă coronară; energia lor variază de la 10 6 eV până la St. 10 10 eV; 4) raze cosmice anormale; format în sistem solar la periferia heliosferei; energiile particulelor sunt de 1–100 MeV/nucleon.

În funcție de conținutul de nuclee de litiu, beriliu și bor, care se formează ca urmare a interacțiunilor razelor cosmice cu atomii mediu interstelar, este posibil să se determine cantitatea de materie X prin care au trecut razele cosmice în timp ce rătăcesc în mediul interstelar. Valoarea X este aproximativ egală cu 5–10 g/cm2. Timpul de rătăcire al razelor cosmice în mediul interstelar (sau durata lor de viață) și valoarea lui X sunt legate prin relația X≈ ρvt , unde ρ este densitatea medie a mediului interstelar, care este de ~10 – 24 g/cm 3 , t este timpul de rătăcire al razelor cosmice în acest mediu, v este viteza particulelor. De obicei se presupune că valoarea lui v pentru razele cosmice ultrarelativiste este practic egală cu viteza luminii c, astfel încât durata lor de viață este de cca. 3 10 8 ani. Este determinată fie de scăparea razelor cosmice din Galaxie și aureola ei, fie de absorbția acestora datorită interacțiunilor neelastice cu materia mediului interstelar.

Invadând atmosfera Pământului, razele cosmice primare distrug nucleele celor mai comune elemente chimice din atmosferă - azotul și oxigenul - și dau naștere unui proces în cascadă la care participă toate particulele elementare cunoscute în prezent, în special particule secundare precum protonii, neutronii. , mezoni, electroni, precum și γ-quanta și neutrini. Este obișnuit să se caracterizeze calea parcursă de o particulă de rază cosmică în atmosferă înainte de ciocnire prin cantitatea de materie în grame închisă într-o coloană cu o secțiune transversală de 1 cm 2, adică să se exprime intervalul de particule în g/ cm 2 de materie atmosferică. Aceasta înseamnă că după trecerea prin atmosfera x (g/cm 2 ) de către un fascicul de protoni cu intensitatea inițială I 0, numărul de protoni care nu au suferit ciocniri va fi egal cu I = I 0 exp(–x /λ), unde λ este calea medie a particulei. Pentru protoni, care alcătuiesc cea mai mare parte a razelor cosmice primare, intervalul λ în aer este ≈70 g/cm 2 , pentru nucleele de heliu λ≈25 g/cm 2 , pentru nucleele mai grele este chiar mai mic. Protonii experimentează prima lor coliziune cu atmosfera la o altitudine medie de 20 km (x ≈ 70 g/cm2). Grosimea atmosferei la nivelul mării este echivalentă cu 1030 g/cm2, adică corespunde la aproximativ 15 intervale nucleare pentru protoni. Rezultă că probabilitatea de a ajunge la suprafața Pământului fără a experimenta coliziuni este neglijabilă pentru o particulă primară. Prin urmare, pe suprafața Pământului, razele cosmice sunt detectate doar prin efectele slabe ale ionizării create de particulele secundare.

Raze cosmice lângă pământ

Razele cosmice de origine galactică și metagalactică ocupă o gamă uriașă de energie care acoperă aproximativ 15 ordine de mărime, de la 10 6 la 10 21 eV. Energiile razelor cosmice solare, în special în timpul erupțiilor solare puternice, pot ajunge valori mari, cu toate acestea, valoarea caracteristică a energiei lor nu depășește de obicei 10 9 eV. Prin urmare, împărțirea razelor cosmice în galactice și solare este destul de justificată, deoarece atât caracteristicile, cât și sursele razelor cosmice solare și galactice sunt complet diferite.

La energii sub 10 GeV/nucleon, intensitatea razelor cosmice galactice măsurate în apropierea Pământului depinde de nivelul activitatea solară(mai precis, de la modificarea câmpului magnetic interplanetar în timpul ciclurilor solare). În regiunea energiilor superioare, intensitatea razelor cosmice galactice este practic constantă în timp. Conform conceptelor moderne, razele cosmice galactice propriu-zise se termină în regiunea energetică între 10 17 și 10 18 eV. Originea razelor cosmice de energii extrem de înalte, cel mai probabil, nu este legată de Galaxie.

Există patru moduri de a descrie spectrele diferitelor componente ale razelor cosmice. 1. Numărul de particule pe unitatea de duritate. Propagarea (și probabil și accelerația) particulelor în câmpurile magnetice cosmice depinde de raza Larmor r L sau de rigiditatea magnetică a particulei R , care este produsul dintre raza Larmor și puterea câmpului magnetic B : R = r L B = pc /(Ze), unde p și Z sunt impulsul și sarcina particulei (în unități de sarcină a electronului e), c este viteza luminii. 2. Numărul de particule per unitate de energie pe nucleon. Fragmentarea nucleelor ​​care se propagă prin gazul interstelar depinde de energia pe nucleon, deoarece cantitatea acestuia este aproximativ conservată atunci când nucleul este distrus prin interacțiunea cu gazul. 3. Numărul de nucleoni pe unitatea de energie pe nucleon. Generarea particulelor secundare în atmosferă depinde de intensitatea nucleonilor pe unitatea de energie pe nucleon, aproape indiferent dacă nucleonii incidenti în atmosferă sunt protoni liberi sau sunt legați în nuclee. 4. Numărul de particule pe unitatea de energie pe nucleu. Experimente pe dușuri extinse de aer, care folosesc atmosfera ca calorimetru, măsoară în general o cantitate care este legată de energia totală pe particulă. Unitățile de măsurare a intensității diferențiale a particulelor I sunt (cm–2 s–1 sr–1 E–1), unde energia E este reprezentată în unități ale uneia dintre cele patru variabile enumerate mai sus.

Spectrul energetic diferențial observat al razelor cosmice în intervalul de energie peste 10 11 eV este prezentat în fig. 1. Spectrul este descris printr-o lege a puterii într-un interval energetic foarte larg - de la 10 11 la 10 20 eV cu o ușoară modificare a pantei de cca. 3 10 15 eV (îndoire, numită uneori „genunchi”, genunchi) și cca. 10 19 eV („gleznă”, gleznă). Fluxul integral de raze cosmice deasupra „gleznei” este de aproximativ 1 particulă/(km 2 an).

Tabelul 1. Abundența relativă a diferitelor nuclee în razele galactice și cosmice solare, pe Soare și alte stele (conținutul de nuclee de oxigen se presupune a fi 1,0)

Miez	razele cosmice solare	Soare	Stele	Raze cosmice galactice
1H	4600 *	1445	925	685
2El	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

* Date observaționale pentru intervalul de energie 1–20 MeV/nucleon, restul datelor din această coloană se referă la energii ≥ 40 MeV/nucleon. Eroarea majorității valorilor din tabel este de la 10 la 50%.

Intensitatea nucleonilor primari în intervalul de energie de la câțiva GeV la 10 TeV sau puțin mai mare poate fi descrisă aproximativ prin formula energie de repaus), α ≈ (γ + 1) = 2,7 este indicele spectrului diferenţial, γ este indice spectral integral. BINE. 79% dintre nucleonii primari sunt protoni liberi, aprox. 70% din particulele rămase sunt nucleoni legați în nucleele de heliu. Fracțiunile (cotele) nucleelor ​​primare sunt aproape constante în intervalul energetic indicat (posibil cu ușoare variații). Pe fig. Figura 2 prezintă spectrul razelor cosmice galactice în regiunea energetică peste ≈400 MeV/nucleon. Principalele componente ale razelor cosmice sunt prezentate în funcție de energia pe nucleon pentru o anumită epocă a ciclului de activitate solară. Valoarea lui J (E ) este numărul de particule care au energie în intervalul de la E la E + δE și care trec printr-o unitate de suprafață pe unitate de timp per unitate de unghi solid în direcția perpendiculară pe suprafață.

Tabelul 2. Intensitatea razelor cosmice galactice cu energia totală E≥ 2,5 GeV/nucleon în afara magnetosferei Pământului, în apropierea parametrilor minimi solari și ai spectrului diferențial K Ași γ pentru protoni (nucleul H), particulele α (nucleul He) și diferite grupuri de nuclee

Miez	Taxa de bază Z	Intensitate eu(Z) la E≥ 2,5 GeV/nucleon, m –2 s –1 sr –1	Indicele de spectru diferențial γ	Constanta de spectru K A	Interval E, GeV/nucleon
H	1	1300	2,4±0,1	4800	4,7–16
Nu	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

Abundența relativă a diferitelor nuclee în razele galactice și cosmice solare, precum și (pentru comparație) în Soare și alte stele, este dată în Tabelul 1 pentru regiunea de energii relativ scăzute (1–20 MeV/nucleon) și energii ≥ 40 MeV/nucleon. Tabelul 2 rezumă datele privind intensitatea particulelor razelor cosmice galactice de energii superioare (≈2,5 GeV/nucleon). Tabelul 3 conține distribuția nucleelor ​​de raze cosmice cu o energie de ≈10,6 GeV/nucleon.

Tabelul 3. Prevalența relativă F nuclee de raze cosmice la o energie de 10,6 GeV/nucleon (conținutul de nuclee de oxigen se presupune a fi 1,0)

Taxa de bază Z	Element	F
1	H	730
2	El	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

Metode de studiere a razelor cosmice

Deoarece particulele razelor cosmice diferă cu un factor de 10 15 în energiile lor, pentru a le studia trebuie folosite metode și instrumente foarte diverse (Fig. 3, stânga). În acest caz, echipamentul instalat pe sateliți și rachete spațiale este utilizat pe scară largă. În atmosfera Pământului, măsurătorile se efectuează cu ajutorul unor baloane mici și baloane mari de mare altitudine, pe suprafața acesteia - cu ajutorul instalațiilor terestre. Unele dintre ele ating o dimensiune de sute de kilometri pătrați și sunt situate fie la înălțime în munți, fie adânc în subteran, fie la adâncimi mari în ocean, unde pătrund doar particulele secundare de mare energie, cum ar fi muonii (Fig. 3, stânga). ). De mai bine de 60 de ani, înregistrarea continuă a razelor cosmice de pe suprafața Pământului a fost realizată de o rețea mondială de stații pentru studiul variațiilor razelor cosmice - monitoare standard de neutroni și telescoape cu muoni. Informații prețioase despre razele galactice și cosmice solare sunt furnizate de observațiile pe facilități mari, cum ar fi complexul Baksan pentru studiere. dușuri extinse de aer .

În prezent, principalele tipuri de detectoare utilizate în studiul razelor cosmice sunt emulsii fotografice și filme cu raze X, camere de ionizare, contoare de descărcare în gaz, contoare de neutroni, contoare Cherenkov și de scintilație, detectoare cu semiconductor în stare solidă, camere de scânteie și de deriva. .

Studiile nuclearo-fizice ale razelor cosmice sunt efectuate în principal cu ajutorul contoarelor de suprafață mare pentru înregistrarea averselor de aer extinse, descoperite în 1938 (P. Auger). Aversele conțin o cantitate imensă de particule secundare, care se formează în timpul invaziei unei particule primare cu o energie ≥ 10 15 eV. Scopul principal al unor astfel de observații este de a studia caracteristicile unui act elementar de interacțiune nucleară la energii mari. Alături de aceasta, ele oferă informații despre spectrul energetic al razelor cosmice la energii de 10 15 –10 20 eV, ceea ce este foarte important pentru căutarea surselor și mecanismelor de accelerare a razelor cosmice.

Fluxul de particule cu E ≈10 20 eV studiat prin metodele averselor extinse de aer este foarte mic. De exemplu, doar o particulă cu E≈ 10 19 eV cade pe 1 m 2 la limita atmosferei în 1 milion de ani. Pentru a înregistra fluxuri atât de mici, este necesar să existe suprafețe mari cu detectoare instalate pe acestea pentru a înregistra un număr suficient de evenimente într-un timp rezonabil. În 2016, diferite grupuri de oameni de știință au înregistrat, conform diverselor estimări, de la 10 la 20 de evenimente generate de particule cu energii maxime de până la 3∙10 20 eV la instalații gigantice pentru înregistrarea averselor de aer extinse.

Observațiile în aspectul cosmofizic sunt efectuate prin metode foarte diverse, în funcție de energia particulelor. Variațiile razelor cosmice cu energii de 10 9 -10 12 eV sunt studiate folosind date din rețeaua mondială de monitoare de neutroni, telescoape cu muoni și alți detectoare. Cu toate acestea, instalațiile terestre, datorită absorbției atmosferice, sunt insensibile la particulele cu energie.< 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 3).

Măsurătorile extraatmosferice ale fluxului de raze cosmice cu o energie de 1–500 MeV sunt efectuate folosind rachete geofizice, sateliți și alte nave spațiale (sonde spațiale). Observații directe ale razelor cosmice în spațiul interplanetar, începute în anii 1960. pe orbita Pământului (în apropierea planului eclipticii), din 1994 sunt ținute peste polii Soarelui (nava spațială Ulysses, „Ulyses”). sonde spațiale Voyager 1 și Voyager 2 Voyager 2, lansat în 1977, a atins deja limitele sistemului solar. Astfel, prima dintre aceste nave spațiale a trecut granița heliosferei în 2004, a doua - în 2007. Acest lucru s-a întâmplat, respectiv, la distanțe de 94 UA. și 84 a.u. de la soare. Începând cu 2016, ambele vehicule par să se deplaseze într-un nor de praf interstelar în care este scufundat sistemul solar.

Un număr de rezultate valoroase au fost obținute prin metoda izotopilor cosmogeni. Ele se formează în timpul interacțiunii razelor cosmice cu meteoriții și praful cosmic, cu suprafața Lunii și a altor planete, cu atmosfera sau materia Pământului. Izotopii cosmogenici transportă informații despre variațiile razelor cosmice din trecut și despre relațiile solar-terestre. De exemplu, în funcție de conținutul de radiocarbon 14 C din inelele anuale ale copacilor ( datare cu radiocarbon) este posibil să se studieze variațiile intensității razelor cosmice în ultimele câteva mii de ani. Folosind alți izotopi cu viață lungă (10 Be, 26 Al, 53 Mn etc.) conținuți în meteoriți, solul lunar și sedimentele de adâncime, este posibil să se reconstituie modelul modificărilor intensității razelor cosmice în ultimele milioane. de ani.

Odată cu dezvoltarea tehnologiei spațiale și a metodelor radiochimice de analiză, a devenit posibil să se studieze caracteristicile razelor cosmice după urmele (urmele) lor în materie. Urmele sunt formate din nucleele razelor cosmice din meteoriți, materie lunară, în eșantioane ținte speciale expuse pe sateliți și returnate pe Pământ, în căștile astronauților care au lucrat în spațiul cosmic etc. Pentru studiul razelor cosmice se folosește și o metodă indirectă. prin efecte de ionizare, cauzate de acestea în partea inferioară a ionosferei, în special în latitudinile polare (de exemplu, efectul de intensificare a absorbției undelor radio scurte). Pe lângă efectele de ionizare, razele cosmice provoacă și formarea de oxizi de azot în atmosferă. Împreună cu precipitațiile (ploaie și zăpadă), oxizii se depun și se acumulează în gheața Groenlandei și Antarcticii timp de mulți ani. După conținutul lor în coloanele de gheață (așa-numita metodă a nitraților), se poate judeca intensitatea razelor cosmice în trecut (cu zeci și sute de ani în urmă). Aceste efecte sunt semnificative în principal atunci când razele cosmice solare intră în atmosferă.

Originea razelor cosmice

Datorită izotropiei mari a razelor cosmice, observațiile din apropierea Pământului nu ne permit să stabilim unde se formează și cum sunt distribuite în Univers. Aceste întrebări au primit pentru prima dată răspunsul radioastronomiei în legătură cu descoperirea radiației cosmice sincrotron în intervalul de frecvență 10 7 -10 9 Hz. Această radiație este creată de electroni de energie foarte mare (10 9 -10 10 eV) pe măsură ce se deplasează în câmpurile magnetice ale galaxiei. Astfel de electroni, care sunt una dintre componentele razelor cosmice, ocupă o regiune extinsă care acoperă întreaga Galaxie și se numește halou galactic. În câmpurile magnetice interstelare, electronii se mișcă ca și alte particule încărcate cu energie înaltă - protoni și nuclee mai grele. Singura diferență este că, datorită masei lor mici, electronii, spre deosebire de particulele mai grele, radiază intens unde radio și, prin urmare, se dezvăluie în părți îndepărtate ale Galaxiei, fiind un indicator al razelor cosmice.

În 1966, G. T. Zatsepin și V. A. Kuzmin (URSS) și K. Greisen (SUA) au sugerat că spectrul razelor cosmice la energii de peste 3 10 19 eV ar trebui să fie „taiat” (îndoit brusc) din cauza interacțiunii particulelor de înaltă energie. cu radiații relicve (așa-numitul efect GZK). Înregistrarea mai multor evenimente cu energie E ≈10 20 eV poate fi explicată dacă presupunem că sursele acestor particule nu sunt la mai mult de 50 Mpc distanță de noi. În acest caz, practic nu există nicio interacțiune a razelor cosmice cu fotonii fondului cosmic cu microunde din cauza numărului mic de fotoni pe calea particulei de la sursă la observator. Primele date (preliminare) obținute în 2007 în cadrul marelui „Proiect Auger” internațional par să indice pentru prima dată existența efectului GZK la E > 3·10 19 eV. La rândul său, acesta este un argument în favoarea originii metagalactice a razelor cosmice cu o energie mai mare de 10 20 eV, care este mult mai mare decât limita de spectru datorită efectului GZK. Au fost prezentate diverse idei pentru a rezolva paradoxul GZK. Una dintre ipoteze este legată de posibila încălcare a invarianței Lorentz la energii superînalte, în cadrul căreia mezonii π neutri și încărcați pot fi particule stabile la energii de peste 10 19 eV și pot face parte din razele cosmice primare.

La început. anii 1970 studiul razelor cosmice galactice de energie joasă efectuat pe nave spațiale a condus la descoperirea unei componente anormale a razelor cosmice. Este format din atomi He, C, N, O, Ne și Ar incomplet ionizați. Comportamentul anormal se manifestă prin faptul că, în intervalul de energie de la câteva până la câteva zeci de MeV/nucleon, spectrul particulelor diferă semnificativ de spectrul razelor cosmice galactice (Fig. 4). Se observă o creștere a fluxului de particule, care se crede că este asociată cu accelerarea ionilor pe unda de șoc la limita heliomagnetosferei și difuzarea ulterioară a acestor particule în regiunile interioare ale heliosferei. În plus, abundența elementelor anormale de raze cosmice diferă semnificativ de valorile corespunzătoare pentru razele cosmice galactice.

Pe de altă parte, conform datelor din iunie 2008 obținute de la sonda spațială Voyager-1, s-a remarcat o creștere a fluxului de raze cosmice de energie relativ scăzută (de la câțiva până la zeci de MeV, Fig. 5). Aceste prime date despre razele cosmice, obținute direct din mediul interstelar, ridică noi întrebări despre sursele și natura (mecanismele de generare) a componentei anormale a razelor cosmice.

Mecanismele de accelerare a razelor cosmice

O teorie completă a accelerației particulelor cosmice pentru întreaga gamă de energie în care sunt observate nu a fost încă creată. Chiar și în ceea ce privește razele cosmice galactice, au fost propuse doar modele pentru a explica cele mai esențiale fapte. Acestea ar trebui să includă în primul rând valoarea densității energetice a razelor cosmice (≈ 1 eV / cm 3), precum și forma legii puterii a spectrului lor de energie, care nu suferă modificări bruște până la o energie de ≈ 3 10. 15 eV, unde indicele de spectru diferențial al tuturor particulelor se modifică de la –2,7 la –3,1.

Exploziile sunt acum considerate principala sursă de raze cosmice galactice. supernove. Cerințele pentru puterea energetică a surselor care generează raze cosmice sunt foarte mari (puterea de a genera raze cosmice ar trebui să fie de ordinul a 3·10 33 W), astfel încât stelele obișnuite din Galaxie nu le pot satisface. Cu toate acestea, o astfel de putere poate fi obținută din exploziile supernovei (V. L. Ginzburg, S. I. Syrovatsky, 1963). Dacă în timpul unei explozii este eliberată o energie de ordinul a 1044 J și exploziile au loc cu o frecvență de 1 dată în 30-100 de ani, atunci puterea lor totală este de aproximativ 1035 W și doar câteva procente din energia unei supernove. explozia este suficientă pentru a furniza puterea necesară a razelor cosmice.

În acest caz, însă, rămâne întrebarea despre formarea spectrului observat de raze cosmice galactice. Problema este că energia macroscopică a plasmei magnetizate (învelișul în expansiune a unei supernove) trebuie să fie transferată la particulele individuale încărcate, oferind în același timp o astfel de distribuție a energiei care diferă semnificativ de cea termică. Cel mai probabil mecanism de accelerare a razelor cosmice galactice la o energie de ordinul a 10 15 eV (și posibil chiar mai mare) pare să fie următorul. Mișcarea carcasei ejectate în timpul exploziei generează o undă de șoc în mediul interstelar din jur (Fig. 6). Propagarea prin difuzie a particulelor încărcate capturate în procesul de accelerare le permite să traverseze în mod repetat frontul undei de șoc (G.F. Krymsky, 1977). Fiecare pereche de intersecții succesive crește energia particulei proporțional cu energia deja realizată (mecanismul propus de E. Fermi, 1949), ceea ce duce la accelerarea particulelor. Odată cu creșterea numărului de treceri frontale cu unde de șoc, crește și probabilitatea de a părăsi regiunea de accelerație, astfel încât, pe măsură ce energia crește, numărul de particule scade aproximativ conform unei legi de putere, iar accelerația se dovedește a fi foarte eficientă. , iar spectrul particulelor accelerate este foarte dur: µE –2 .

Cu unele ipoteze de model, schema propusă oferă valoarea energiei maxime E max ~ 10 17 Z eV, unde Z este sarcina nucleului accelerat. Spectrul calculat al razelor cosmice până la energia maximă realizabilă se dovedește a fi foarte greu (µE –2). Pentru a compensa diferența dintre indicii spectrali teoretici (–2) și experimentali (–2,7), este necesară o înmuiere semnificativă a spectrului în timpul propagării razelor cosmice. O astfel de înmuiere poate fi realizată datorită dependenței energetice a coeficientului de difuzie al particulelor pe măsură ce se deplasează de la surse pe Pământ.

Printre alte mecanisme de accelerare, se discută în special accelerația pe o undă de șoc staționară în timpul rotației unei stele neutronice cu un câmp magnetic puternic (~10 12 G). Energia maximă a particulelor în acest caz poate atinge (10 17 –10 18) Z eV, iar timpul efectiv de accelerare poate fi de 10 ani. Accelerația particulelor este posibilă și în undele de șoc formate în timpul ciocnirii galaxiilor. Un astfel de eveniment poate apărea cu o frecvență de aproximativ 1 dată în 5·10 8 ani; energia maximă atinsă în acest caz este estimată ca 3·10 19 Z eV. Procesul de accelerare prin undele de șoc în jeturile generate de nucleele galactice active conduce la o evaluare similară. Aproximativ aceleași estimări sunt date de modelele legate de luarea în considerare a accelerației prin undele de șoc cauzate de acumularea de materie în clusterele galactice. Cele mai mari estimări (până la energii de ordinul a 10 21 eV) pot fi obținute în cadrul modelului originii cosmologice a exploziilor de raze gamma. De asemenea, sunt discutate scenarii exotice în care accelerarea convențională a particulelor nu este deloc necesară. În astfel de scenarii, razele cosmice apar ca urmare a decăderilor sau anihilării așa-numitelor. defecte topologice (şiruri cosmice, monopoluri etc.) apărute în primele momente ale expansiunii Universului.

Probleme și perspective

Studiul razelor cosmice oferă informații valoroase despre câmpurile electromagnetice din diferite regiuni ale spațiului cosmic. Informația „înregistrată” și „purtată” de particulele de raze cosmice în drumul lor către Pământ este descifrată în studiul variațiilor razelor cosmice - modificări spațiu-timp ale fluxului de raze cosmice sub influența proceselor dinamice, electromagnetice și de plasmă din interstelare. spațiu, în interiorul heliosferei (în flux vântul solar) și în vecinătatea Pământului (în magnetosfera și atmosfera Pământului).

Pe de altă parte, ca sursă naturală de particule de înaltă energie, razele cosmice joacă un rol indispensabil în studierea structurii materiei și a interacțiunilor dintre particulele elementare. Energiile particulelor individuale de raze cosmice sunt atât de mari încât vor rămâne în afara competiției mult timp în comparație cu particulele accelerate de cei mai puternici acceleratori de laborator. Astfel, energia maximă a particulelor (protonii) obținută în majoritatea acceleratoarelor moderne de la sol nu depășește în general 10 12 eV. Abia pe 3 iunie 2015 la CERN la Large Hadron Collider pentru prima dată a fost posibilă accelerarea protonilor la energii de 1,3∙10 13 eV (cu o energie maximă proiectată de 1,4∙10 13 eV).

Observațiile la diferite scări cosmice (Galaxia, Soarele, magnetosfera Pământului etc.) arată că accelerația particulelor are loc în plasma cosmică oriunde există mișcări neomogene și câmpuri magnetice suficient de intense. Cu toate acestea, în număr mare și la energii foarte mari, particulele pot fi accelerate numai atunci când plasmei i se transmite o energie cinetică foarte mare. Este exact ceea ce se întâmplă în procese cosmice atât de grandioase precum exploziile supernovelor, activitatea galaxiilor radio și a quasarurilor.

S-au făcut progrese semnificative în înțelegerea unor astfel de procese în ultimele decenii, dar rămân multe întrebări. Situația este încă deosebit de acută în regiunea energiilor înalte și extrem de mari, unde calitatea informațiilor (statistica datelor) încă nu ne permite să tragem concluzii fără ambiguitate despre sursele razelor cosmice și mecanismele de accelerare a acestora. Se poate spera că experimentele de la Large Hadron Collider vor face posibilă obținerea de informații despre interacțiunile hadronilor până la o energie de ~10 17 eV și vor reduce semnificativ incertitudinea actuală care apare la extrapolarea modelelor fenomenologice ale interacțiunilor hadronilor în regiunea superhigh. energii. Următoarea generație de instalații pentru studiul averselor de aer extinse ar trebui să ofere studii de precizie ale spectrului energetic și al compoziției razelor cosmice în intervalul de energie de 10 17–10 19 eV, unde, aparent, trecerea de la razele cosmice galactice la razele cosmice extragalactice. originea are loc.

Alături de rolul uriaș al razelor cosmice în procesele astrofizice, importanța lor pentru studierea trecutului îndepărtat al Pământului (schimbările climatice, evoluția biosferei etc.), precum și pentru rezolvarea unor probleme practice (de exemplu, monitorizarea și prognoza). vremea spațialăși asigurarea securității radiațiilor astronauților).

La început. secolul 21 Se atrage o atenție tot mai mare asupra posibilului rol al razelor cosmice în procesele atmosferice și climatice. Deși densitatea energetică a razelor cosmice este mică în comparație cu energia enormă a diferitelor procese atmosferice, în unele dintre ele razele cosmice joacă aparent un rol decisiv. În atmosfera terestră la altitudini mai mici de 30 km, razele cosmice sunt principala sursă de producere a ionilor. Procesele de condensare și formare a picăturilor de apă depind în mare măsură de densitatea ionilor. Astfel, în timpul scăderilor intensității razelor cosmice galactice în regiunea perturbărilor vântului solar din spațiul interplanetar cauzate de erupțiile solare (așa-numitul efect Forbush), înnorabilitatea și nivelul precipitațiilor scad. După erupțiile solare și sosirea razelor cosmice solare pe Pământ, cantitatea de înnorare și nivelul precipitațiilor cresc. Aceste modificări atât în ​​primul cât și în al doilea caz sunt de cel puțin 10%. După invadarea regiunilor polare ale Pământului de către fluxuri mari de particule accelerate de la Soare, se observă o schimbare a temperaturii în straturile superioare ale atmosferei. Razele cosmice sunt, de asemenea, implicate activ în formarea electricității fulgerului. La început. secolul 21 influența razelor cosmice asupra concentrației ozonului și asupra altor procese din atmosferă este intens studiată.

Toate efectele enumerate sunt studiate în detaliu în cadrul unei probleme mai generale conexiuni solar-terestre. De interes deosebit este dezvoltarea mecanismelor acestor legături. În special, acest lucru se aplică mecanismului de declanșare, în care un impact primar slab energetic asupra unui sistem instabil duce la o creștere multiplă a efectelor secundare, de exemplu, la dezvoltarea unui ciclon puternic.

Se obișnuiește să se numească raze cosmice un set de fluxuri de nuclee atomice de înaltă energie, în principal protoni, care cad pe Pământ din spațiul mondial și radiațiile secundare pe care le formează în atmosfera terestră, în care se găsesc toate particulele elementare cunoscute în prezent.

§ 54. DESCOPERIREA RAZELOR COSMICE

Cercetările asupra razelor cosmice au început în primii ani ai secolului nostru în legătură cu studiul cauzei scurgerii continue a încărcăturii electroscoapelor. Un electroscop închis ermetic descărcat chiar și cu cea mai perfectă izolație.

În 1910-1925. S-a demonstrat prin diferite experimente în baloane și subteran că acest lucru se datorează unor radiații puternic penetrante, care provine de undeva în afara pământului și a căror intensitate scade pe măsură ce pătrunde în atmosferă. Provoaca ionizarea aerului din camera de ionizare si descarcarea consecutiva a electroscoapelor. Millikan a numit acest flux de radiație raze cosmice.

În experimentele ulterioare, s-a stabilit o modificare a intensității radiației cosmice (densitatea fluxului de particule) în funcție de înălțimea de observație (Fig. 105).

Orez. 105. Dependența numărului de particule cosmice de înălțime în unități relative)

Intensitatea razelor cosmice crește relativ rapid până la aproximativ înălțimea deasupra nivelului mării, apoi rata de creștere

încetinește și la altitudine intensitatea atinge valoarea maximă. La urcarea la altitudini mari se observă scăderea acesteia, iar pornind de la înălțime, intensitatea razelor cosmice rămâne constantă. Ca urmare a numeroaselor experimente, s-a stabilit că razele cosmice vin la suprafața Pământului din toate părțile în mod uniform și nu există niciun loc în Univers care să poată fi numit o sursă de raze cosmice.

În studiul razelor cosmice s-au făcut multe descoperiri fundamentale importante. Astfel, în 1932, Anderson a descoperit pozitronul din razele cosmice, care a fost prezis de teoria lui Dirac. În 1937, Anderson și Niedermeier au descoperit -mezoni și au indicat tipul dezintegrarii lor. În 1947, Powell a descoperit -mezoni, care, conform teoriei lui Yukawa, erau necesari pentru a explica forțele nucleare. În 1955, a fost stabilită prezența mezonilor K în razele cosmice, precum și a particulelor neutre grele cu o masă care depășește masa unui proton - hiperoni. Studiile razelor cosmice au dus la necesitatea introducerii unei caracteristici cuantice numite ciudățenie. Experimentele cu raze cosmice au ridicat și chestiunea posibilității neconservării parității. În razele cosmice, pentru prima dată, au fost descoperite procese de generare multiplă de particule într-un singur eveniment de coliziune.

Studii recente au făcut posibilă determinarea secțiunii transversale efective pentru interacțiunea nucleonilor de înaltă energie cu nucleele. Deoarece razele cosmice conțin particule cu energii care ajung la aceasta, razele cosmice sunt singura sursă de informații despre interacțiunea particulelor cu o energie atât de mare.

Utilizarea rachetelor și a sateliților artificiali în studiul razelor cosmice a condus la noi descoperiri - descoperirea centurilor de radiații ale Pământului. Capacitatea de a explora radiația cosmică primară în afara atmosferei pământului a creat noi metode de studiere a spațiului galactic și intergalactic. Astfel, studiile razelor cosmice, trecând din domeniul geofizicii în domeniul fizicii nucleare și al fizicii particulelor elementare, unesc acum strâns studiul structurii microcosmosului cu problemele astrofizicii.

În legătură cu crearea acceleratoarelor la energii de zeci, centrul de greutate al direcției nucleare în fizica razelor cosmice s-a mutat în domeniul energiilor superînalte, unde continuă studiile interacțiunilor nucleare, structura nucleonilor și a altor particule elementare. În plus, a apărut o direcție independentă - studiul razelor cosmice în aspectele geofizice și astrofizice. Subiectul cercetării aici sunt: ​​razele cosmice primare din apropierea Pământului (compoziția chimică, spectrul energetic, distribuția spațială); razele solare (generarea lor, mișcarea către Pământ și influența asupra pământului

ionosferă); influența asupra razelor cosmice a mediului interplanetar și interstelar și a câmpurilor magnetice; centuri de radiații în apropierea Pământului și a altor planete; originea razelor cosmice. Cel mai important mijloc de a studia aceste probleme este un studiu detaliat al diferitelor variații ale fluxului de raze cosmice observate pe Pământ și în apropierea acestuia.

K. l. seamănă cu un gaz relativist extrem de rarefiat, ale cărui particule practic nu interacționează între ele, dar experimentează ciocniri rare cu materia mediilor interstelare și interplanetare și influența spațiului. magn. câmpuri. Ca parte a lui K. l. predomină protonii, există și electroni, nuclee de heliu și elemente mai grele (până la nuclee de elemente de la 30). Electroni în K. l. de sute de ori mai puțin decât protonii (în același interval de energie). Particule K. l. au o cinetică uriașă energii (până la eV). Deși debitul total de K. l. Pământul este mic [doar 1 particulă / (cm 2 s)], densitatea lor de energie (aprox. 1 eV / cm 3) este comparabilă (în cadrul Galaxiei noastre) cu densitatea de energie a e-mag total. radiația stelelor, energia mișcării termice a gazului interstelar și cinetică. energia mișcărilor sale turbulente, precum și densitatea energetică a câmpului magnetic al Galaxiei. De aici rezultă că K. l. trebuie să joace un rol important în procesele care au loc în spațiul interstelar.

Dr. o caracteristică importantă a lui K. l. - originea netermică a energiei lor. Într-adevăr, chiar și la o temperatură de ~ 10 9 K, aparent apropiată de maximul pentru interioarele stelare, energia medie a mișcării termice a particulelor este eV. Principal Același număr de raze cosmice observate lângă pământ are energii de 108 eV și mai mari. Aceasta înseamnă că K. l. dobândesc energie în astrofizică specifică. procese el.-magn. și natura plasmei.

Studiind To. l. ofera informatii pretioase despre el.-mag. câmpuri din diferite zone ale spațiului cosmic. Informații „înregistrate” și „purtate” de particule de raze cosmice. în drumul lor spre Pământ, este descifrat în studiu - modificări spațio-temporale în fluxul de K. l. sub influenţa el.-magnetului dinamic. și procesele plasmatice din spațiul interstelar și din apropierea Pământului.

Pe de altă parte, ca sursă naturală de particule de înaltă energie, razele cosmice joacă un rol indispensabil în studiul structurii materiei și al interacțiunilor dintre particulele elementare. Energia particulelor individuale K. l. sunt atât de mari încât vor rămâne în afara concurenței mult timp în comparație cu particulele accelerate (la energii ~ 10 12 eV) de cele mai puternice acceleratoare de laborator.

2. Metode de studiere a razelor cosmice

Invadarea atmosferei Pământului, raze cosmice primare. distrug nucleele celor mai comune elemente din atmosferă - azot și oxigen - și dau naștere unui proces în cascadă (Fig. 1), la care participă toate particulele elementare cunoscute în prezent. Se obișnuiește să se caracterizeze calea parcursă de o particulă de raze cosmice. în atmosferă înainte de ciocnire, cantitatea de materie în grame închisă într-o coloană cu secțiunea transversală de 1 cm 2, adică. exprimă intervalul de particule în g/cm 2 de substanță atmosferică. Aceasta înseamnă că după trecerea prin atmosferă X(în g/cm2) într-un fascicul de protoni cu intensitate inițială eu 0 numărul de protoni care nu au suferit coliziuni va fi egal cu , unde - cf. gama de particule. Pentru protoni, to-secara alcătuiesc majoritatea razelor cosmice primare, în aer este de aproximativ 70 g/cm2; pentru nucleele de heliu 25 g/cm2, pentru nucleele mai grele chiar mai puțin. Prima coliziune (70 g/cm 2 ) cu particulele atmosferice este experimentată de protoni la o altitudine medie de 20 km. Grosimea atmosferei la nivelul mării este echivalentă cu 1030 g/cm2, adică. corespunde la aproximativ 15 intervale nucleare pentru protoni. Rezultă că probabilitatea de a ajunge la suprafața Pământului fără a experimenta coliziuni este neglijabilă pentru o particulă primară. Prin urmare, pe suprafața Pământului, K. l. sunt detectate doar prin efectele slabe ale ionizării create de particulele secundare.

La începutul secolului al XX-lea în experimente cu electroscoape și ionizare. camerele au detectat o ionizare reziduală permanentă a gazelor, cauzată de niște radiații foarte pătrunzătoare. Spre deosebire de radiațiile provenite de la substanțele radioactive din mediu, chiar și straturile groase de plumb nu au putut opri penetrarea radiațiilor. Natura extraterestră a radiației penetrante detectate a fost stabilită în 1912-14. austriac fizicianul W. Hess, german. omul de știință W. Kolhörster și alți fizicieni care au apărut din ionizare. camere cu baloane. S-a constatat că odată cu creșterea distanței față de suprafața Pământului, ionizarea cauzată de razele cosmice crește, de exemplu. la o altitudine de 4800 m - de patru ori, la o altitudine de 8400 m - de 10 ori. Origine extraterestră K. l. a dovedit în cele din urmă R. Milliken (SUA), care a realizat în 1923-26. o serie de experimente pentru a studia absorbția K. l. atmosferă (el a introdus termenul „K. l.”).

Natura K. l. până în anii 40. rămas neclar. În acest timp, direcția nucleară a fost intens dezvoltată - studiul interacțiunii razelor cosmice. cu materia, formarea particulelor secundare și absorbția lor în atmosferă. Aceste studii, efectuate cu ajutorul contratelescoapelor, camerelor cu nori și emulsiilor fotografice nucleare (ridicate pe baloane în stratosferă), au condus, în special, la descoperirea de noi particule elementare - pozitronul (1932), muonul (1937). ), pi -mesoni (1947).

Sistematic studiul influenței geomagnetice. câmpuri privind intensitatea și direcția de sosire a K. primar. a arătat că marea majoritate a particulelor K. l. are postul. încărca. Asimetria est-vest a razelor cosmice este legată de aceasta: datorită deviației particulelor încărcate în câmpul magnetic. mai multe particule vin din vest decât din est.

Utilizarea emulsiilor fotografice a făcut posibilă în 1948 stabilirea compoziției nucleare a razelor cosmice primare: au fost găsite urme de nuclee de elemente grele până la fier (electronii primari din compoziția razelor cosmice au fost înregistrați pentru prima dată în măsurători stratosferice abia în 1961) . De la sfârşitul anilor '40. problemele originii și variațiilor temporale ale razelor cosmice au ieșit treptat în prim-plan. (aspect cosmofizic).

Fizica nucleara cercetare K. l. se desfăşoară în principal cu ajutorul unor instalaţii de contor de suprafaţă mare destinate înregistrării aşa-numitelor. ploi ample de aer de particule secundare, care se formează prin pătrunderea unei particule primare cu o energie de eV. Principal scopul unor astfel de observaţii este de a studia caracteristicile unui act elementar de interacţiune nucleară la energii mari. Împreună cu aceasta, ele oferă informații despre energie. spectrul K. l. la eV, ceea ce este foarte important pentru căutarea surselor și mecanismelor de accelerare a razelor cosmice.

Observații K. l. în cosmofizică. aspect sunt realizate prin metode foarte diverse - în funcție de energia particulelor. Variante K. l. cu eV sunt studiate folosind date dintr-o rețea mondială de monitoare de neutroni (componenta neutronică a razelor cosmice), telescoape contrare (componenta muonică a razelor cosmice) și alți detectoare. Cu toate acestea, instalațiile de la sol sunt insensibile la particulele cu MeV din cauza absorbției atmosferice. Prin urmare, dispozitivele pentru detectarea unor astfel de particule sunt ridicate pe baloane în stratosferă până la altitudini de 30-35 km.

Măsurători extraatmosferice ale fluxului de raze cosmice. 1-500 MeV sunt efectuate folosind geofizic. rachete, sateliți și alte nave spațiale. Observații directe K. l. în spațiul interplanetar au fost efectuate până acum doar în apropierea planului eclipticii până la o distanță de ~ 10 UA. e. de la Soare.

Un număr de rezultate valoroase au fost obținute prin metoda izotopilor cosmogeni. Ele se formează în timpul interacțiunii lui K. l. cu meteoriți și spațiu. praf, cu suprafața Lunii și a altor planete, cu atmosfera sau materia Pământului. Izotopii cosmogenici transportă informații despre variațiile razelor cosmice. în trecut şi despre . În funcție de conținutul de radiocarbon 14 C din inelele anuale ale copacilor, este posibil, de exemplu, să se studieze variațiile intensității K. l. pe parcursul mai multor ultimele mii de ani. Alți izotopi cu viață lungă (10 Be, 26 Al, 53 Mn și alții) conținuți în meteoriți, solul lunar și sedimentele de adâncime pot fi utilizați pentru a reconstrui modelul schimbărilor în intensitatea razelor cosmice. de milioane de ani.

Odată cu dezvoltarea spațiului tehnologie și radio-chimie. metode de analiză, a devenit posibilă studierea caracteristicilor lui K. l. de-a lungul urmelor (urme) create de nucleele razelor cosmice. în meteoriți, materie lunară, în special. mostre-țintă expuse pe sateliți și revenite pe Pământ, în căștile astronauților care lucrau în spațiul cosmic etc. Metoda indirectă de studiu este folosită și To. l. asupra efectelor ionizării cauzate de acestea în partea inferioară a ionosferei, în special în latitudinile polare. Aceste efecte sunt semnificative. arr. în timpul invadării atmosferei pământului razele cosmice solare.

3. Raze cosmice în apropierea Pământului

Tab. 1. Abundența relativă a nucleelor ​​în raze cosmice, pe Soare și stele (în medie)

Element	Solar C.l.	Soare (fotosfera)	Stele	Raze cosmice galactice
1H	4600*	1445	925	685
2 El (-particulă)	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

* Date observaționale pentru intervalul =1-20 MeV/nucleon, restul cifrelor din această coloană se referă în principal la >40 MeV/nucleon. Precizia majorității valorilor din tabel în ansamblu este de la 10 la 50%. ** Abundența nucleelor ​​de oxigen este luată ca unitate.

Cele mai importante caracteristici ale lui K. l. yavl. compoziţia lor (distribuţia pe mase şi sarcini), energetică. spectrul (distribuția energiei) și gradul de anizotropie (distribuția de sosire). Conținutul relativ al nucleelor ​​în K. l. sunt date în tabelul 1. Din Tabel. 1 arată că în componenţa lui K. l. galactic originea mult mai multor nuclee ușoare ( Z= 3–5) decât în ​​razele cosmice solare. și în medie în stelele Galaxiei. În plus, conțin mult mai multe otrăvuri grele (20) în comparație cu abundența lor naturală. Ambele diferențe sunt foarte importante pentru clarificarea problemei originii lui K. l.

Numărul relativ de particule cu mase diferite în raze cosmice. sunt date în tabel. 2.

Tab. 2. Compoziția și unele caracteristici ale razelor cosmice cu energii de 2,5 GeV/nucleon

pprotoni1 1 1300 10000 10000 -particulănuclee de heliu2 4 94 720 1600 Lnuclee ușoare3-5 10 2,0 15 10 -4 Msâmburi medii6-9 14 6,7 52 14 Hnuclee grele10 31 2,0 15 6 vhnuclee foarte grele20 51 0,5 4 0,06 SHcele mai grele nuclee > 30 100 ~10 -4 ~10 -3 eelectroni1 1/1836 13 100 10000

Se poate observa că protonii predomină în fluxul razelor cosmice primare; ei reprezintă mai mult de 90% din numărul tuturor particulelor. În raport cu protoni, -particulele reprezintă 7%, electronii ~ 1% și nucleele grele - mai puțin de 1%. Aceste cifre se referă la particule cu o energie de 2,5 GeV/nucleon măsurată în apropierea Pământului la nivelul minim de activitate solară, când energia observată. spectrul poate fi considerat apropiat de spectrul nemodulat al razelor cosmice. în spațiul interstelar.

Energie integrală. spectrul K. l. align="absmiddle" width="145" height="22"> [particule/(cm 2 s)] reflectă dependența numărului de particule eu cu energie mai mare ( eu 0 - constanta de normalizare, +1 - indicele spectrului, semnul minus indică faptul că spectrul are un caracter descendent, adică. cu crestere in intensitate To. l. scade). Este adesea folosită și reprezentarea diferențială a spectrului [particule / (cm 2 s MeV)], care reflectă dependența de numărul de particule pe unitatea de interval de energie (1 MeV).

Spectrul diferențial, în comparație cu spectrul integral, face posibilă dezvăluirea detaliilor mai fine ale energiei. distributie K. l. Acest lucru se poate observa din fig. 2, care arată spectrul diferențial al razelor cosmice observate în apropierea Pământului în intervalul de la aproximativ 10 6 la eV. Particule K. l. cu energiile care se încadrează în acest interval sunt supuse influenței activității solare, deci studiul energiei. spectrul K. l. în intervalul 10 6 -10 11 eV este extrem de important pentru înțelegerea pătrunderii razelor cosmice. de la spațiul interstelar la cel interplanetar, interacțiunile razelor cosmice. cu magnet interplanetar. (FMI) și , pentru interpretarea relațiilor solar-terestre.

Înainte de începerea observațiilor extraatmosferice și extramagnetosferice, K. l. întrebarea formei spectrului diferenţial în regiunea eV părea destul de clară: spectrul de lângă Pământ are un maxim aproape de 400 MeV/nucleon; spectrul nemodulat din spațiul interstelar trebuie să aibă o formă de lege de putere; nu ar trebui să existe galaxii în spațiul interplanetar. K. l. energii mici. Măsurătorile directe K. l. în intervalul de la 10 6 la 10 8 eV a arătat, contrar așteptărilor, că, începând de la aproximativ = 30 MeV (și mai mic), intensitatea razelor cosmice. crește din nou, adică s-a constatat o scădere caracteristică a spectrului. Probabil, eșecul este rezultatul modulării îmbunătățite a razelor cosmice. în regiunea eV, unde împrăștierea particulelor prin neomogenitățile IMF este cea mai eficientă.

S-a stabilit că la eV spectrul lui K. l. nu mai este supusă modulării, iar panta sa corespunde unei valori de 2,7 până la eV. În acest moment, spectrul suferă o întrerupere (indicele crește la =3,2-3,3). Există indicii că, în același timp, ca parte a lui K. l. proporţia nucleelor ​​grele creşte. Cu toate acestea, datele privind compoziția lui K. l. în această regiune energetică sunt încă foarte rare. Cu align="absmiddle" width="118" height="17"> eV, spectrul ar trebui să se întrerupă brusc din cauza evadării particulelor în spațiul intergalactic. spațiul și interacțiunile cu fotonii. Fluxul de particule în regiunea energiilor ultraînalte este foarte mic: în medie, nu mai mult de o particulă pe eV cade pe o suprafață de 10 km 2 pe an.

Pentru K. l. eV se caracterizează printr-o izotropie ridicată: cu o precizie de 0,1%, intensitatea particulelor este aceeași în toate direcțiile. La energii mai mari, anizotropia crește și în intervalul eV ajunge de mai multe ori. zeci de % (fig. 3). O anizotropie de ~ 0,1% cu un maxim aproape de 7 p.m. timp sideral corespunde direcției predominante de mișcare a razelor cosmice. de-a lungul liniilor de câmp magnetic. câmpuri galactice. brațul spiralat, în care se află Soarele. Pe măsură ce energia particulelor crește, timpul maximului se schimbă la 1 pm timp sideral, ceea ce corespunde prezenței unui flux în derivă de raze cosmice. cu eV de la Galaxy peste liniile câmpului magnetic.

4. Originea razelor cosmice

Datorită izotropiei ridicate a lui K. l. Observațiile din apropierea Pământului nu ne permit să stabilim unde se formează și cum sunt distribuite în Univers. La aceste întrebări au răspuns radioastronomia în legătură cu descoperirea spațiului. în domeniul de frecvență radio Hz. Această radiație este creată de electroni de foarte mare energie pe măsură ce se mișcă în câmpul magnetic. câmpul galaxiei.

Frecvența la care intensitatea emisiei radio este maximă este legată de intensitatea câmpului magnetic. câmpuri Hși energia electronului prin raportul (Hz), unde este unghiul de pas al electronului (unghiul dintre vectorul viteză a electronului și vectorul H). Magn. câmpul Galaxiei, măsurat mai multe. metode, are valoarea lui E. În medie, la E și = 0,5, eV, adică. electronii radioemițători trebuie să aibă aceleași energii ca și principalul. masa de raze cosmice observată în apropierea pământului. Acești electroni, care sunt una dintre componentele razelor cosmice, ocupă o regiune extinsă care cuprinde întreaga galaxie și se numește regiunea galactică. Aura. În magn interstelar. În câmpuri, electronii se mișcă ca alte particule încărcate cu energie înaltă - protoni și nuclee mai grele. Singura diferență este că, datorită masei lor reduse, electronii, spre deosebire de particulele mai grele, radiază intens unde radio și, prin urmare, se dezvăluie în părți îndepărtate ale galaxiei, fiind un indicator al razelor cosmice. deloc.

Pe lângă galactica generală Emisia radio sincrotron, sursele sale discrete au fost descoperite: scoici, nucleul galaxiei,. Este firesc să ne așteptăm ca toate aceste obiecte-surse de raze cosmice.

Până la începutul anilor '70. Secolului 20 mulți cercetători credeau că K. l. cu align="absmiddle" width="89" height="17"> eV au cea mai mare parte metagalactic. origine. În același timp, a fost subliniată absența galaxiilor cunoscute. sursele de particule cu până la 10 21 eV și dificultățile asociate cu problema reținerii lor în galaxie. În legătură cu descoperirea pulsarilor (1967), au fost luate în considerare o serie de mecanisme posibile pentru accelerarea chiar și a nucleelor ​​foarte grele la energii superînalte. Pe de altă parte, datele obținute indică faptul că electronii observați în apropierea Pământului se formează și se acumulează în Galaxie. Nu există niciun motiv să credem că protonii și nucleele mai grele se comportă diferit în acest sens. Astfel, teoria galacticii este justificată. origine K. l.

Confirmarea indirectă a acestei teorii a fost obținută din datele privind distribuția surselor cosmice pe sfera cerească. radiații gama. Această radiație apare din cauza dezintegrarii -mezonilor, care se formează în timpul ciocnirilor razelor cosmice. cu particule de gaz interstelar și, de asemenea, datorită bremsstrahlungului electronilor relativiști în ciocnirile lor cu particulele de gaz interstelar. Razele gamma nu sunt afectate de magneți. câmpuri, astfel încât direcția de sosire a acestora indică direct către sursă. Spre deosebire de distribuția aproape izotropă a razelor cosmice observată în interiorul sistemului solar, distribuția radiațiilor gamma pe cer s-a dovedit a fi foarte neuniformă și similară cu distribuția supernovelor peste galaxii. longitudine (fig. 4). O concordanță bună între datele experimentale și distribuția așteptată a radiațiilor gamma peste sfera cerească este o dovadă puternică că principala. Sursa razelor cosmice sunt supernovele.

Teoria originii K. l. se bazează nu numai pe ipoteza galacticii natura surselor lui K. l., dar și pe ideea că K. l. pentru o lungă perioadă de timp sunt ținute în Galaxie, curgând încet în intergalactic. spaţiu. Deplasându-se în linie dreaptă, K. l. ar fi părăsit galaxia după câteva. mii de ani după momentul generației. La scară galactică, acest timp este atât de scurt încât ar fi imposibil să compensați pierderile cu o scurgere atât de rapidă. Cu toate acestea, în magneticul interstelar câmp cu linii de forță foarte încurcate are un caracter complex, care amintește de difuzia moleculelor într-un gaz. Ca urmare, timpul de scurgere K. l. din Galaxie se dovedește a fi de mii de ori mai mare decât în ​​timpul mișcării rectilinie. Cele de mai sus se referă la părți de particule K. l. (cu eV). Particulele cu o energie mai mare, al căror număr este foarte mic, sunt slab deviate de galactică. magn. câmp și părăsesc Galaxy relativ repede. Aparent, o întrerupere în spectrul razelor cosmice este asociată cu aceasta. la eV.

Cea mai fiabilă estimare a timpului de scurgere a K. l. din Galaxie se obține din datele despre compoziția lor. În K. l. într-un număr foarte mare (comparativ cu abundența medie a elementelor) există nuclee ușoare (Li, Be, B). Ele sunt formate din nuclee mai grele de raze cosmice. când acestea din urmă se ciocnesc cu nucleele atomilor de gaz interstelar (în principal hidrogen). Pentru ca nucleele ușoare să fie prezenți într-o cantitate observabilă, K. l. în timpul mișcării lor în Galaxie, o grosime de materie interstelară de cca. 3 g/cm. Conform datelor privind distribuția gazului interstelar și a rămășițelor exploziilor de supernove, vârsta navei spațiale. nu depășește 30 de milioane de ani.

În favoarea supernovelor ca principală Sursa razelor cosmice, pe lângă datele din astronomia radio, cu raze X și cu raze gamma, este indicată și de estimările eliberării lor de energie în timpul erupțiilor. Exploziile de supernove sunt însoțite de ejecția de mase uriașe de gaz, care formează o înveliș mare (nebuloasă) luminoasă și în expansiune în jurul stelei care explodează. Energia totală a exploziei, care este cheltuită cu radiații și cinetică. energia de dilatare a gazului poate ajunge la 10 51 -10 52 erg. În Galaxia noastră, conform celor mai recente date, supernovele erup în medie cel puțin o dată la 100 de ani. Dacă atribuim energia de flare de 10 51 erg acestui interval de timp, atunci cf. puterea blițului va fi de aprox. erg/s. Pe de altă parte, pentru a menține modernul densitatea energetică K. l. BINE. 1 eV/cm puterea surselor K. l. la cf. toată viața K. l. în Galaxie, anii trebuie să fie de cel puțin 10 40 erg/s. De aici rezultă că pentru a menține densitatea energetică a razelor cosmice. pe modern nivelul este suficient pentru ca acestea să fie transferate doar câteva. % puterea unei explozii de supernovă. Cu toate acestea, radioastronomia poate detecta doar în mod direct electroni care emit radio. Prin urmare, nu este încă posibil să se afirme definitiv (deși acest lucru pare destul de firesc, mai ales în lumina realizărilor astronomiei cu raze gamma) că un număr suficient de protoni și nuclee mai grele sunt generate și în timpul exploziilor de supernove. În acest sens, căutarea altor posibile surse de raze cosmice nu și-a pierdut semnificația. De mare interes în acest sens sunt pulsarii (unde, aparent, este posibilă accelerarea particulelor la energii superînalte) și regiunea galaxiilor. nuclee (unde sunt posibile procese explozive de putere mult mai mare decât exploziile de supernove). Cu toate acestea, puterea de generare a lui K. l. galactic aparent nu depășește puterea totală a generației lor în timpul izbucnirilor de supernove. În plus, majoritatea razelor cosmice formate în nucleu vor părăsi discul galaxiei înainte de a ajunge în vecinătatea Soarelui. Astfel, putem presupune că exploziile supernovei yavl. principala, deși nu singura sursă de K. l.

5. Mecanisme de accelerare a razelor cosmice

Problema posibilelor mecanisme de accelerare a particulelor până la energii ~ 10 21 eV este încă departe de a fi finalizată în detaliu. solutii. Cu toate acestea, în termeni generali, natura procesului de accelerare este deja clară. Într-un gaz obișnuit (neionizat), redistribuirea energiei între particule are loc datorită ciocnirii lor între ele. În spațiu rarefiat În plasmă, ciocnirile între particulele încărcate joacă un rol foarte mic, iar modificarea energiei (accelerare sau decelerare) a unei particule individuale se datorează interacțiunii sale cu magnetul el. câmpuri care decurg din mișcarea tuturor particulelor de plasmă care o înconjoară.

În condiții normale, numărul de particule cu energii vizibil mai mare decât cf. energia mișcării termice a particulelor de plasmă este neglijabilă. Prin urmare, accelerația particulelor ar trebui să înceapă practic de la energiile termice. In spatiu Plasma (neutru din punct de vedere electric) nu poate exista electrostatic semnificativ. câmpuri, to-rye ar putea accelera particulele încărcate datorită diferenței de potențial dintre punctele câmpului. Cu toate acestea, în plasmă poate apărea electric. domenii cu caracter impulsiv sau inductiv. Puls electric câmpurile apar, de exemplu, atunci când o foaie de curent neutru este ruptă, ceea ce are loc în zona de contact a magneticului. câmpuri de polaritate opusă (vezi). Inductie electrica câmpul apare atunci când puterea magnetică crește. câmpuri cu timpul (efectul betatron). Pe lângă câmpurile pulsate, stadiul inițial al accelerației se poate datora interacțiunii particulelor accelerate cu câmpurile electrice ale undelor de plasmă în regiuni cu mișcare intensă a plasmei turbulente.

În spațiu, aparent, există o ierarhie a mecanismelor de accelerare, care funcționează în diverse combinații sau în diverse secvențe, în funcție de condițiile specifice din domeniul accelerației. Impuls de accelerare electric. turbulența câmpului sau a plasmei contribuie la accelerarea ulterioară prin mecanismul de inducție (betatron) sau mecanismul Fermi.

Unele caracteristici ale procesului de accelerare a particulelor în spațiu sunt asociate cu comportamentul plasmei în mag. camp. Spaţiu magn. câmpurile există în volume mari de spațiu. particulă cu o sarcină Zeși impuls p se mișcă magnetic camp H de-a lungul unui traseu curbat cu o rază de curbură instantanee
,
Unde R = cp/Ze- magn. rigiditatea particulelor (măsurată în volți), - unghiul de pas al particulei. Dacă câmpul se modifică puțin la distanțe comparabile cu , atunci traiectoria particulei are forma unei spirale înfășurate în jurul liniei câmpului magnetic. câmpuri. În acest caz, liniile de forță de câmp sunt, parcă, atașate de plasmă (înghețate în plasmă) - deplasarea oricărei secțiuni a plasmei provoacă o deplasare și o deformare corespunzătoare a liniilor câmpului magnetic. câmpuri și invers. Dacă în plasmă sunt excitate mișcări suficient de intense (o astfel de situație apare, de exemplu, ca urmare a exploziei unei supernove), atunci există multe astfel de regiuni ale plasmei care se mișcă aleatoriu. Pentru claritate, este convenabil să-i considerăm ca nori de plasmă separați care se mișcă unul față de celălalt la viteze mari. Principal masa particulelor de plasmă este ținută în nori și se mișcă odată cu ei. Cu toate acestea, un număr mic de particule de înaltă energie, pentru care raza de curbură a traiectoriei în magn. câmpul de plasmă este comparabil cu dimensiunea norului sau îl depășește, intrând în nor, nu rămâne în el. Aceste particule sunt deviate doar de magnetic. câmpul norului, există un fel de ciocnire a particulei cu norul în ansamblu și împrăștierea particulelor pe acesta (Fig. 5). În astfel de condiții, particula schimbă în mod eficient energie cu întregul nor deodată. Dar cinetica energia norului este foarte mare și, în principiu, energia cea accelerată astfel particulele pot crește la infinit până când particula părăsește regiunea cu mișcări intense de plasmă. Aceasta este esența statisticii. mecanismul de accelerare propus de E. Fermi în 1949. În mod similar, particulele sunt accelerate atunci când interacționează cu unde de șoc puternice (de exemplu, în spațiul interplanetar), în special, atunci când două unde de șoc se apropie una de cealaltă, formând câmpuri magnetice reflectorizante. „oglinzi” (sau „pereți”) pentru particule accelerate.

Toate mecanismele de accelerare duc la un spectru de raze cosmice, în care numărul de particule scade odată cu creșterea energiei. Aici se termină asemănările dintre mecanisme. În ciuda teoreticului intensiv și studii experimentale, până când s-a găsit un mecanism universal de accelerare sau o combinație de mecanisme care ar putea explica toate caracteristicile spectrului și compoziției sarcinii razelor cosmice. În cazul, de exemplu, a unui electric pulsat câmpuri E rata de creștere a durității R este determinată de relație dR/dt = cE, adică nu depinde de magneticul original. rigiditatea particulelor. În acest caz, toate particulele din câmpul de acțiune sunt accelerate E , compoziția lor va reflecta compoziția plasmei inițiale, iar spectrul va avea forma D(R)~exp -(R/R 0), unde R 0 - rigiditatea caracteristică a spectrului.

Atunci când sunt accelerate de undele de plasmă, particulele cu o energie de doar câteva ori pot fi accelerate. de ori mai termic. Numărul de astfel de particule nu este prea mic, dar condițiile de accelerare vor depinde în mod semnificativ de tipul de particule, ceea ce ar trebui să conducă la o schimbare puternică a compoziției lor în comparație cu compoziția plasmei inițiale. Spectrul protonilor accelerați, totuși, în acest caz poate fi ~ exp -(R/R 0).

Mecanismul betatron, care se bazează pe conservarea adiabaticului invariant de mișcare a particulelor = const, dă un spectru de putere și nu este selectiv în raport cu tipul de particule, dar eficiența sa este proporțională cu magneticul. rigiditatea particulelor ( dR/dt ~ R), adică acţiunea lui necesită o accelerare prealabilă (injecţie).

Mecanismul de accelerare Fermi oferă o energie de lege de putere. spectrul, cu toate acestea, este selectiv în ceea ce privește tipul de particule. Accelerație prin undele de șoc în spațiu. plasma duce, de asemenea, la o lege-putere energetică. spectru și teoretic. calculele dau un indice = 2,5, care corespunde destul de bine cu forma observată a spectrului razelor cosmice. Astfel, teoria accelerației permite, din păcate, o abordare ambiguă a interpretării spectrelor observate ale particulelor accelerate (în special, razele cosmice solare).

Procese de accelerare prin impuls electric. câmpuri în apropierea liniilor zero ale magneticului. câmpurile sunt observate în timpul erupțiilor asupra Soarelui, când pentru mai multe. apar particule min, accelerate la o energie de mai multe. GeV. În apropierea pulsarilor, în învelișurile supernovelor din Galaxie, precum și în extragalactic. obiecte - galaxii radio și quasari - acest proces poate juca și rolul DOS. mecanism de accelerare, sau cel puțin rolul unui injector. În acest din urmă caz, particulele injectate sunt accelerate până la max. observat în K. l. energii ca urmare a interacţiunilor cu undele şi cu neomogenităţi ale magneticului. câmpuri în plasmă turbulentă.

Observațiile la diferite scări (Galaxie, Soare, magnetosfera Pământului etc.) arată că accelerația particulelor are loc în spațiu. plasmă peste tot unde există mișcări neomogene și magnetice suficient de intense. câmpuri. Cu toate acestea, particulele în număr mare și până la energii foarte mari pot fi accelerate numai atunci când plasmei i se transmite o energie cinetică foarte mare. energie. Este exact ceea ce se întâmplă într-un spațiu atât de grandios. procese precum exploziile supernovelor, activitatea radiogalaxiilor și a quasarelor.

Alături de rolul uriaș al lui K. l. în astrofizică proceselor, este necesar de remarcat importanţa acestora pentru studierea trecutului îndepărtat al Pământului (schimbările climatice, evoluţia biosferei etc.) şi pentru rezolvarea unor probleme practice. sarcinile prezentului (asigurarea securității radiațiilor a cosmonauților, evaluarea posibilei contribuții a razelor cosmice la efectele meteorologice etc.).

Lit.:
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Originea razelor cosmice, M., 1963; Miroshnichenko L.I., Raze cosmice în spațiul interplanetar, M., 1973; Dorman L.I., Fundamentele experimentale și teoretice ale astrofizicii razelor cosmice, M., 1975; Toptygin I. N., Raze cosmice în câmpurile magnetice interplanetare, M., 1983.

(L.I. Miroshnichenko)