Šta su kosmički zraci? Kosmički zraci: sastav i porijeklo Šta su kosmičke zrake

24.01.202427.05.2017

KOSMIČKI ZRACI, Tokovi visokoenergetskih nabijenih čestica koji dolaze na Zemlju iz svih smjerova iz svemira i neprestano bombardiraju njenu atmosferu. U sastavu kosmičkih zraka dominiraju protoni, tu su i elektroni, jezgra helijuma i teži hemijski elementi (do jezgara sa nabojem Z ≈ 30). Najbrojnija jezgra u kosmičkim zracima su atomi vodonika i helijuma (≈85 odnosno ≈10%). Udio ostalih jezgara je mali (ne prelazi ≈5%). Mali dio kosmičkih zraka sastoji se od elektrona i pozitrona (manje od 1%). Upad kosmičkog zračenja na granicu Zemljine atmosfere uključuje sve stabilne nabijene čestice i jezgra sa životnim vijekom reda 10 6 godina ili više. U suštini, samo čestice ubrzane u udaljenim astrofizičkim izvorima mogu se nazvati istinski „primarnim“ kosmičkim zracima, a „sekundarne“ čestice se mogu nazvati česticama koje nastaju tokom interakcije primarnih kosmičkih zraka sa međuzvjezdanim gasom. Dakle, elektroni, protoni i jezgra helijuma, kao i ugljik, kisik, željezo itd., sintetizirani u zvijezdama, su primarni. Naprotiv, jezgra litijuma, berilija i bora treba smatrati sekundarnim. Antiprotoni i pozitroni su djelimično, ako ne i potpuno, sekundarni, ali onaj dio njih koji može biti primarnog porijekla je trenutno predmet istraživanja.

Istorija istraživanja kosmičkih zraka

U početku. 20ti vijek u eksperimentima sa elektroskopima i jonizacione komore otkrivena je stalna rezidualna jonizacija gasova uzrokovana nekom vrstom prodornog zračenja. Za razliku od zračenja radioaktivnih supstanci iz okoline, prodorno zračenje nije moglo biti zaustavljeno čak ni debelim slojevima olova. Vanzemaljska priroda detektovanog prodornog zračenja ustanovljena je 1912. godine (W. Hess, Nobelova nagrada, 1936.) u eksperimentima sa jonizacionim komorama na balonima. Utvrđeno je da se povećanjem udaljenosti od Zemljine površine povećava ionizacija uzrokovana prodornim zračenjem. Njegovo vanzemaljsko porijeklo je konačno dokazao R. Milliken 1923–26. u eksperimentima o apsorpciji zračenja atmosferom (on je skovao termin „kosmičke zrake“).

Priroda kosmičkih zraka do 1940-ih. ostalo nejasno. Za to vrijeme intenzivno se razvija nuklearni smjer istraživanja kosmičkih zraka (aspekt nuklearne fizike) - proučavanje interakcije kosmičkih zraka sa materijom, formiranje sekundarnih čestica i njihova apsorpcija u atmosferi. Ove studije, sprovedene pomoću teleskopa, brojača, Wilsonovih kamera i nuklearnih fotografskih emulzija (podignutih na balonima u stratosferu), dovele su, posebno, do otkrića novih elementarnih čestica - pozitron (1932), mion(1936), π-mezon (1947).

Sistematska proučavanja uticaja geomagnetskog polja na intenzitet i pravac dolaska primarnih kosmičkih zraka pokazala su da velika većina čestica kosmičkih zraka ima pozitivan naboj. Ovo je povezano sa asimetrijom kosmičkih zraka istok-zapad: zbog skretanja naelektrisanih čestica u magnetskom polju Zemlje, više čestica dolazi sa zapada nego sa istoka. Upotreba fotografskih emulzija omogućila je utvrđivanje nuklearnog sastava primarnih kosmičkih zraka (1948): otkriveni su tragovi jezgara teških kemijskih elemenata, uključujući željezo. Primarni elektroni u kosmičkim zracima prvi put su otkriveni tek 1961. godine u stratosferskim mjerenjima.

Od kraja 1940-ih Problemi nastanka i vremenskih varijacija kosmičkih zraka (kosmofizički aspekt) su izbili u prvi plan.

Karakteristike i klasifikacija kosmičkih zraka

Kosmičke zrake podsjećaju na visoko razrijeđen relativistički plin, čije čestice praktički ne stupaju u interakciju jedna s drugom, ali doživljavaju rijetke sudare s materijom u međuzvjezdanim i međuplanetarnim medijima i izložene su kosmičkim magnetnim poljima. Čestice kosmičkih zraka imaju ogromnu kinetičku energiju (do E kin ~ 10 21 eV). U blizini Zemlje, ogromnu većinu fluksa kosmičkih zraka čine čestice s energijama od 10 6 eV do 10 9 eV, a zatim fluks kosmičkih zraka naglo slabi. Tako, pri energiji od ~10 12 eV, ne pada više od 1 čestice/(m 2 ∙s) na granicu atmosfere, a kod Ekin ~ 10 15 eV – samo 1 čestica/(m 2 ∙god). To uzrokuje određene poteškoće u proučavanju kosmičkih zraka visokih i ultra-visokih (ekstremnih) energija. Iako je ukupan tok kosmičkih zraka u blizini Zemlje mali (samo oko 1 čestica/(cm 2 ∙s)), njihova gustina energije (oko 1 eV/cm 3) unutar naše Galaksije je uporediva sa gustinom energije ukupne elektromagnetne zračenje zvijezda, toplinska energija kretanja međuzvjezdanog plina i kinetička energija njegovih turbulentnih kretanja, kao i gustina energije galaktičkog magnetnog polja. Iz toga slijedi da kosmičke zrake moraju igrati važnu ulogu u mnogim astrofizičkim procesima.

Još jedna važna karakteristika kosmičkih zraka je netermalno porijeklo njihove energije. Zaista, čak i na temperaturi od ~10 9 K, naizgled blizu maksimuma za unutrašnjost zvijezda, prosječna energija toplotnog kretanja čestica je ≈3∙10 5 eV. Većina čestica kosmičkih zraka uočenih u blizini Zemlje ima energiju Sv. 10 8 eV. To znači da kosmičke zrake dobijaju energiju kroz ubrzanje u specifičnim astrofizičkim procesima plazme i elektromagnetne prirode.

Prema svom poreklu, kosmičke zrake možemo podeliti u nekoliko grupa: 1) kosmičke zrake galaktičkog porekla (galaktičke kosmičke zrake); njihov izvor je naša Galaksija, u kojoj su čestice ubrzane do energija reda 10 18 eV; 2) kosmički zraci metagalaktičkog porekla (metagalaktički kosmički zraci); formiraju se u drugim galaksijama i imaju najveće, ultrarelativističke energije (preko 10 18 eV); 3) sunčeve kosmičke zrake; nastaju na ili blizu Sunca tokom solarne baklje I izbacivanja koronalne mase; njihova energija se kreće od 10 6 eV do svjetlosti. 10 10 eV; 4) anomalne kosmičke zrake; formiraju se u Sunčevom sistemu na periferiji heliosfere; energije čestica su 1–100 MeV/nukleon.

Prema sadržaju jezgara litijuma, berilija i bora, koja nastaju kao rezultat interakcije kosmičkih zraka sa atomima međuzvjezdani medij, moguće je odrediti količinu materije X kroz koju su prolazile kosmičke zrake lutajući u međuzvjezdanom mediju. Vrijednost X je približno 5–10 g/cm2. Vrijeme lutanja kosmičkih zraka u međuzvjezdanom mediju (ili njihov životni vijek) i vrijednost X povezani su relacijom X≈ ρvt, gdje je ρ prosječna gustina međuzvjezdanog medija, koja iznosi ~10 - 24 g/cm 3 , t je vrijeme lutanja kosmičkih zraka u ovoj sredini, v – brzina čestice. Obično se veruje da je vrednost v za ultrarelativističke kosmičke zrake praktično jednaka brzini svetlosti c, tako da je njihov životni vek ca. 3·10 8 godina. Ono je određeno ili oslobađanjem kosmičkih zraka iz Galaksije i njenog oreola, ili njihovom apsorpcijom zbog neelastične interakcije sa materijom međuzvjezdanog medija.

Prodirući u Zemljinu atmosferu, primarne kosmičke zrake uništavaju jezgra najčešćih hemijskih elemenata u atmosferi – dušika i kisika – i dovode do kaskadnog procesa u kojem učestvuju sve trenutno poznate elementarne čestice, posebno sekundarne čestice kao što su protoni, neutroni. , mezona, elektrona, kao i γ-kvanta i neutrina. Uobičajeno je da se put koji je prošla čestica kosmičkih zraka u atmosferi prije sudara karakterizira količinom tvari u gramima sadržanom u stupcu poprečnog presjeka 1 cm 2, tj. izražavanje putanje čestica u g /cm 2 atmosferske supstance. To znači da će nakon što snop protona početnog intenziteta I 0 prođe kroz atmosferu x (g/cm2), broj protona koji nisu doživjeli sudar biti jednak I = I 0 exp(–x /λ) , gdje je λ prosječna putanja čestice. Za protone, koji čine većinu primarnih kosmičkih zraka, opseg λ u vazduhu je ≈70 g/cm 2 , za jezgra helijuma λ ≈25 g/cm 2 , za teža jezgra je još manji. Protoni doživljavaju svoj prvi sudar s atmosferom na prosječnoj visini od 20 km (x ≈70 g/cm2). Debljina atmosfere na nivou mora je ekvivalentna 1030 g/cm 2, odnosno odgovara približno 15 nuklearnih opsega za protone. Iz toga slijedi da je vjerovatnoća da će doći do Zemljine površine bez sudara zanemarljiva za primarnu česticu. Stoga se na površini Zemlje kosmičke zrake detektuju samo slabim efektima jonizacije koje stvaraju sekundarne čestice.

Kosmički zraci u blizini Zemlje

Kosmičke zrake galaktičkog i metagalaktičkog porijekla zauzimaju ogroman energetski raspon, pokrivajući otprilike 15 redova veličine, od 10 6 do 10 21 eV. Energije solarnih kosmičkih zraka, posebno za vrijeme snažnih sunčevih baklji, mogu dostići velike vrijednosti, ali karakteristična vrijednost njihove energije obično ne prelazi 10 9 eV. Stoga je podjela kosmičkih zraka na galaktičke i solarne sasvim opravdana, jer su i karakteristike i izvori sunčevih i galaktičkih kosmičkih zraka potpuno različite.

Pri energijama ispod 10 GeV/nukleon, intenzitet galaktičkih kosmičkih zraka izmjeren u blizini Zemlje zavisi od nivoa sunčeve aktivnosti (tačnije, od međuplanetarnog magnetnog polja koji se mijenja tokom solarnih ciklusa). U oblasti više energije, intenzitet galaktičkih kosmičkih zraka je skoro konstantan tokom vremena. Prema modernim konceptima, same galaktičke kosmičke zrake završavaju u energetskom području između 10 17 i 10 18 eV. Poreklo kosmičkih zraka ekstremno visokih energija najverovatnije nije povezano sa Galaksijom.

Postoje četiri načina da se opišu spektri različitih komponenti kosmičkih zraka. 1. Broj čestica po jedinici tvrdoće. Širenje (a vjerovatno i ubrzanje) čestica u kosmičkim magnetnim poljima zavisi od Larmorovog radijusa r L ili magnetne krutosti čestice R, koja je proizvod Larmorovog radijusa i indukcije magnetskog polja B: R = r L B = pc /(Ze), gdje su p i Z impuls i naboj čestice (u jedinicama naboja elektrona e), c je brzina svjetlosti. 2. Broj čestica po jedinici energije po nukleonu. Fragmentacija jezgara koja se širi kroz međuzvjezdani plin ovisi o energiji po nukleonu, budući da je njena količina približno očuvana kada je jezgro uništeno interakcijom s plinom. 3. Broj nukleona po jedinici energije po nukleonu. Generiranje sekundarnih čestica u atmosferi ovisi o intenzitetu nukleona po jedinici energije po nukleonu, gotovo bez obzira na to da li su nukleoni koji upadaju u atmosferu slobodni protoni ili vezani u jezgrima. 4. Broj čestica po jedinici energije po jezgru. Eksperimenti na rasprostranjeni atmosferski pljuskovi, koji koriste atmosferu kao kalorimetar, općenito mjere količinu koja je povezana s ukupnom energijom po čestici. Jedinice mjerenja diferencijalnog intenziteta čestica I imaju oblik (cm –2 s –1 sr –1 E –1), gdje je energija E predstavljena u jedinicama jedne od četiri gore navedene varijable.

Uočeni diferencijalni energetski spektar kosmičkih zraka u energetskom području iznad 10 11 eV prikazan je na Sl. 1. Spektar je opisan zakonom snage u vrlo širokom energetskom rasponu - od 10 11 do 10 20 eV sa blagom promjenom nagiba od ca. 3·10 15 eV (izvijanje, ponekad nazvano “koleno”) i cca. 10 19 eV (“gležanj”, skočni zglob). Integralni tok kosmičkih zraka iznad skočnog zgloba je približno 1 čestica/(km 2 ·god).

Tabela 1. Relativni sadržaj različitih jezgara u galaktičkim i solarnim kosmičkim zracima, na Suncu i drugim zvijezdama (sadržaj jezgara kisika uzima se 1,0)

Core	Solarne kosmičke zrake	Ned	Zvezdice	Galaktičke kosmičke zrake
1H	4600 *	1445	925	685
2 He	70 *	91	150	48
3Li	?	<10 – 5	<10 – 5	0,3
4 Be – 5 B	0,02	<10 – 5	<10 – 5	0,8
6 C	0,54 *	0,60	0,26	1,8
7 N	0,20	0,10	0,20	<0,8
8 O	1,0	1,0	1,0	1,0
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
13Al	?	0,002	0,004	0,06
14 Si	0,13 *	0,065	0,045	0,12
15P – 21Sc	0,06	0,032	0,024	0,13
16 S – 20 Ca	0,04 *	0,028	0,02	0,11
22 Ti – 28 Ni	0,02	0,006	0,033	0,28
26 Fe	0,15 *	0,05	0,06	0,14

* Podaci za posmatranje za energetski opseg 1–20 MeV/nukleon, preostali podaci u ovoj koloni odnose se na energije ≥ 40 MeV/nukleon. Greška većine vrednosti u tabeli je od 10 do 50%.

Intenzitet primarnih nukleona u energetskom rasponu od nekoliko GeV do 10 TeV ili nešto više može se približno opisati formulom I N (E )≈1.8E –α nukleon/(cm 2 ∙s∙sr∙GeV), gdje je E energija po nukleonu (uključujući energiju mirovanja), α ≈ (γ + 1) = 2,7 – indeks diferencijalnog spektra, γ – integralni spektralni indeks. UREDU. 79% primarnih nukleona su slobodni protoni, cca. 70% preostalih čestica su nukleoni vezani u jezgra helijuma. Frakcije (proporcije) primarnih jezgara su gotovo konstantne u naznačenom energetskom rasponu (moguće sa malim varijacijama). Na sl. Slika 2 prikazuje spektar galaktičkih kosmičkih zraka u energetskom području iznad ≈400 MeV/nukleon. Glavne komponente kosmičkih zraka prikazane su kao funkcija energije po nukleonu za određenu epohu ciklusa sunčeve aktivnosti. Količina J(E) predstavlja broj čestica koje imaju energiju u rasponu od E do E + δE i prolaze kroz jediničnu površinu u jedinici vremena po jediničnom čvrstom kutu u smjeru okomitom na površinu.

Tabela 2. Intenzitet galaktičkih kosmičkih zraka sa ukupnom energijom E≥ 2,5 GeV/nukleon izvan Zemljine magnetosfere blizu minimalne solarne aktivnosti i parametara diferencijalnog spektra K A i γ za protone (H jezgro), α-čestice (He jezgro) i razne grupe jezgara

Core	Core charge Z	Intenzitet I(Z) at E≥ 2,5 GeV/nukleon, m –2 ∙s –1 ∙sr –1	Indeks diferencijalnog spektra γ	Konstanta spektra K A	Interval E, GeV/nukleon
N	1	1300	2,4±0,1	4800	4,7–16
Ne	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

Relativna zastupljenost različitih jezgara u galaktičkim i solarnim kosmičkim zracima, kao i (za poređenje) na Suncu i drugim zvijezdama, data je u tabeli 1 za područje relativno niskih energija (1–20 MeV/nukleon) i energija ≥ 40 MeV/nukleon. Tabela 2 sumira podatke o intenzitetu za čestice galaktičkih kosmičkih zraka veće energije (≈2,5 GeV/nukleon). Tabela 3 sadrži raspodjelu jezgara kosmičkih zraka sa energijom ≈10,6 GeV/nukleon.

Tabela 3. Relativna prevalencija F jezgra kosmičkih zraka pri energiji od 10,6 GeV/nukleon (sadržaj jezgara kiseonika uzima se kao 1,0)

Core charge Z	Element	F
1	H	730
2	On	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 za proučavanje kosmičkih zraka

Budući da se čestice kosmičkih zraka razlikuju po energiji za faktor 10–15, za njihovo proučavanje potrebno je koristiti veoma različite metode i instrumente (slika 3, lijevo). U ovom slučaju široko se koristi oprema instalirana na satelitima i svemirskim raketama. U Zemljinoj atmosferi mjerenja se provode pomoću malih balona i velikih balona na velikim visinama, na njenoj površini - korištenjem zemaljskih instalacija. Neki od njih dostižu veličinu od stotine kvadratnih kilometara i nalaze se ili visoko u planinama, ili duboko pod zemljom, ili na velikim dubinama u okeanu, gde prodiru samo visokoenergetske sekundarne čestice, poput miona (slika 3, levo ). Kontinuirano snimanje kosmičkih zraka na površini Zemlje već više od 60 godina provodi svjetska mreža stanica za proučavanje varijacija kosmičkih zraka - standardni neutronski monitori i mionski teleskopi. Vrijedne informacije o galaktičkim i solarnim kosmičkim zracima pružaju zapažanja na velikim instalacijama kao što je kompleks Baksan za proučavanje rasprostranjeni atmosferski pljuskovi .

Danas, glavni tipovi detektora koji se koriste u proučavanju kosmičkih zraka su fotografske emulzije i rendgenski filmovi, jonizacijske komore, brojači gasnog pražnjenja, brojači neutrona, čerenkovski i scintilacioni brojači, poluprovodnički detektori u čvrstom stanju, iskra i drift komore.

Nuklearno-fizička istraživanja kosmičkih zraka provode se uglavnom pomoću brojača velikih površina za snimanje velikih vazdušnih pljuskova, otkrivenih 1938. (P. Auger). Pljuskovi sadrže ogroman broj sekundarnih čestica, koje nastaju invazijom jedne primarne čestice sa energijom ≥ 10 15 eV. Glavni cilj takvih promatranja je proučavanje karakteristika elementarnog čina nuklearne interakcije pri visokim energijama. Uz to daju informacije o energetskom spektru kosmičkih zraka pri energijama od 10 15 –10 20 eV, što je veoma važno za traženje izvora i mehanizama ubrzanja kosmičkih zraka.

Fluks čestica sa E ≈10 20 eV, proučavan ekstenzivnim metodama vazdušnog pljuska, veoma je mali. Na primjer, na 1 m 2 na granici atmosfere, samo jedna čestica sa E ≈ 10 19 eV padne tokom 1 milion godina. Za snimanje ovako malih protoka potrebno je imati velike površine na kojima su instalirani detektori kako bi se registrovao dovoljan broj događaja u razumnom vremenu. Od 2016. godine, na gigantskim instalacijama za snimanje velikih vazdušnih pljuskova, različite grupe naučnika zabilježile su, prema različitim procjenama, od 10 do 20 događaja generiranih česticama maksimalne energije do 3∙10 20 eV.

Posmatranja u kosmofizičkom aspektu vrše se primjenom vrlo raznolikih metoda ovisno o energiji čestica. Varijacije kosmičkih zraka sa energijama od 10 9 –10 12 eV proučavaju se korištenjem podataka iz svjetske mreže neutronskih monitora, mionskih teleskopa i drugih detektora. Međutim, zbog atmosferske apsorpcije, zemaljske instalacije su neosjetljive na čestice s energijom< 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 3).

Ekstraatmosferska mjerenja fluksa kosmičkih zraka s energijom od 1-500 MeV provode se pomoću geofizičkih raketa, satelita i drugih svemirskih letjelica (svemirskih sondi). Direktna posmatranja kosmičkih zraka u međuplanetarnom prostoru, započeta 1960-ih. u Zemljinoj orbiti (blizu ravni ekliptike), od 1994. izvode se iznad polova Sunca (svemirski brod Ulysses, "Uliks") Svemirske sonde Voyager 1 i Voyager 2 ( Voyager 2, lansiran 1977. godine, već je dostigao granice Sunčevog sistema. Dakle, prva od ovih letjelica prešla je granicu heliosfere 2004. godine, druga - 2007. godine. To se dogodilo na udaljenosti od 94 AJ. i 84 a.u. od sunca. Od 2016. izgleda da se oba uređaja kreću u oblaku međuzvjezdane prašine u koji je uronjen Sunčev sistem.

Metoda kosmogenih izotopa dala je niz vrijednih rezultata. Nastaju interakcijom kosmičkih zraka sa meteoritima i kosmičkom prašinom, sa površinom Meseca i drugih planeta, sa atmosferom ili materijom Zemlje. Kosmogeni izotopi nose informacije o prošlim varijacijama kosmičkih zraka i solarno-zemaljskim vezama. Na primjer, na osnovu sadržaja radiokarbona 14 C u prstenovima drveća ( metoda radiokarbonskog datiranja) moguće je proučavati varijacije u intenzitetu kosmičkih zraka u posljednjih nekoliko hiljada godina. Koristeći druge dugovječne izotope (10 Be, 26 Al, 53 Mn, itd.) sadržane u meteoritima, mjesečevom tlu i dubokomorskim morskim sedimentima, moguće je rekonstruirati sliku promjena intenziteta kosmičkih zraka preko prošlih miliona godina.

Razvojem svemirske tehnologije i radiohemijskih metoda analize postalo je moguće proučavati karakteristike kosmičkih zraka po njihovim tragovima (tragovima) u materiji. Tragove formiraju jezgra kosmičkih zraka u meteoritima, lunarnoj materiji, u specijalnim ciljnim uzorcima izloženim na satelitima i vraćenim na Zemlju, u kacigama astronauta koji su radili u svemiru, itd. Indirektna metoda se koristi i za proučavanje kosmičkih zraka jonizacijom efekte, uzrokovane njima u donjem dijelu jonosfere, posebno u polarnim geografskim širinama (na primjer, efekat povećane apsorpcije kratkih radio talasa). Pored jonizacionih efekata, kosmičke zrake izazivaju i stvaranje azotnih oksida u atmosferi. Zajedno sa padavinama (kiša i snijeg), oksidi se talože i akumuliraju u ledu Grenlanda i Antarktika dugi niz godina. Na osnovu njihovog sadržaja u ledenim stubovima (tzv. nitratna metoda), može se suditi o intenzitetu kosmičkih zraka u prošlosti (prije desetina i stotina godina). Ovi efekti su značajni uglavnom prilikom prodora sunčevih kosmičkih zraka u atmosferu.

Poreklo kosmičkih zraka

Zbog velike izotropije kosmičkih zraka, posmatranja u blizini Zemlje ne dozvoljavaju nam da utvrdimo gdje su nastali i kako su raspoređeni u svemiru. Radio astronomija je po prvi put odgovorila na ova pitanja u vezi sa otkrićem kosmičkog sinhrotronskog zračenja u frekvencijskom opsegu 10 7 –10 9 Hz. Ovo zračenje stvaraju elektroni vrlo velike energije (10 9 –10 10 eV) kada se kreću u magnetnim poljima Galaksije. Takvi elektroni, koji su jedna od komponenti kosmičkih zraka, zauzimaju prošireno područje koje pokriva cijelu Galaksiju i naziva se galaktički oreol. U međuzvjezdanim magnetnim poljima elektroni se kreću poput drugih visokoenergetskih nabijenih čestica - protona i težih jezgara. Jedina razlika je u tome što elektroni zbog svoje male mase, za razliku od težih čestica, intenzivno emituju radio talase i tako se nalaze u udaljenim delovima Galaksije, kao indikator kosmičkih zraka.

Godine 1966. G. T. Zatsepin i V. A. Kuzmin (SSSR) i K. Greisen (SAD) su predložili da se spektar kosmičkih zraka pri energijama iznad 3·10 19 eV treba „odsjeći“ (oštro savijati) zbog interakcije visokoenergetskih čestica. sa kosmičkim mikrotalasnim pozadinskim zračenjem (tzv. GZK efekat). Registracija nekoliko događaja sa energijom E ≈10 20 eV može se objasniti ako pretpostavimo da su izvori ovih čestica udaljeni od nas na udaljenosti ne većoj od 50 Mpc. U ovom slučaju praktično ne dolazi do interakcije kosmičkih zraka sa CMB fotonima zbog malog broja fotona na putu čestice od izvora do posmatrača. Prvi (preliminarni) podaci dobijeni 2007. godine u okviru velikog međunarodnog “Auger projekta” očigledno po prvi put ukazuju na postojanje GZK efekta pri E > 3·10 19 eV. Zauzvrat, ovo je argument u prilog metagalaktičkom porijeklu kosmičkih zraka sa energijama iznad 10 20 eV, što je znatno veće od ograničenja spektra zbog GZK efekta. Predložene su različite ideje za rješavanje paradoksa GZK. Jedna od hipoteza se odnosi na moguće kršenje Lorentzove invarijantnosti pri ultravisokim energijama, u kojoj neutralni i nabijeni π-mezoni mogu biti stabilne čestice pri energijama iznad 10 19 eV i biti dio primarnih kosmičkih zraka.

U početku. 1970-ih Proučavanje niskoenergetskih galaktičkih kosmičkih zraka provedeno na svemirskim letjelicama dovelo je do otkrića anomalne komponente kosmičkih zraka. Sastoji se od nepotpuno jonizovanih atoma He, C, N, O, Ne i Ar. Anomalija se očituje u tome što se u energetskom rasponu od nekoliko jedinica do nekoliko desetina MeV/nukleon, spektar čestica značajno razlikuje od spektra galaktičkih kosmičkih zraka (slika 4). Uočeno je povećanje protoka čestica, za koje se vjeruje da je povezano s ubrzanjem jona na udarnom valu na granici heliomagnetosfere i kasnijom difuzijom ovih čestica u unutrašnje dijelove heliosfere. Osim toga, obilje anomalnih elemenata kosmičkih zraka značajno se razlikuje od odgovarajućih vrijednosti za galaktičke kosmičke zrake.

S druge strane, prema podacima za jun 2008. dobijenim sa svemirske letjelice Voyager 1, uočeno je povećanje fluksa kosmičkih zraka relativno niskih energija (jedinice - desetine MeV, sl. 5). Ova prva informacija o kosmičkim zracima, dobijena direktno iz međuzvjezdanog medija, postavlja nova pitanja o izvorima i prirodi (generacijskim mehanizmima) anomalne komponente kosmičkih zraka.

Mehanizmi ubrzanja kosmičkih zraka

Potpuna teorija ubrzanja kosmičkih čestica za cijeli energetski raspon u kojem se one promatraju još nije stvorena. Čak iu pogledu galaktičkih kosmičkih zraka, predloženi su samo modeli koji objašnjavaju najvažnije činjenice. To uključuje, prije svega, gustoću energije kosmičkih zraka (≈ 1 eV/cm 3), kao i stepen stepena oblika njihovog energetskog spektra, koji ne trpi nikakve nagle promjene do energije od ≈ 3 10 15 eV, gdje se indeks diferencijalnog spektra svih čestica mijenja od –2,7 do –3,1.

Eksplozije se danas smatraju glavnim izvorom galaktičkih kosmičkih zraka. supernove. Zahtjevi za energetskom snagom izvora koji generiraju kosmičke zrake su vrlo visoki (generativna snaga kosmičkih zraka bi trebala biti reda veličine 3·10 33 W), tako da ih obične zvijezde u Galaksiji ne mogu zadovoljiti. Međutim, takva snaga se može dobiti od eksplozija supernove (V.L. Ginzburg, S.I. Syrovatsky, 1963). Ako se tokom eksplozije oslobodi energija od oko 10 44 J, a eksplozije se događaju učestalošću 1 put u 30-100 godina, tada je njihova ukupna snaga oko 10 35 W, a samo nekoliko posto energije supernove eksplozija je dovoljna da obezbedi potrebnu snagu kosmičkih zraka.

Istovremeno, međutim, ostaje pitanje formiranja posmatranog spektra galaktičkih kosmičkih zraka. Problem je u tome što se makroskopska energija magnetizirane plazme (širuća ljuska supernove) mora prenijeti na pojedinačne nabijene čestice, osiguravajući raspodjelu energije koja se značajno razlikuje od termalne. Čini se da je najvjerovatniji mehanizam za ubrzanje galaktičkih kosmičkih zraka do energije reda 10 15 eV (a moguće i više). Kretanje školjke koja je izbačena tokom eksplozije stvara udarni talas u okolnom međuzvjezdanom mediju (slika 6). Difuzijsko širenje nabijenih čestica zarobljenih u procesu ubrzanja omogućava im da više puta prelaze front udarnog vala (G. F. Krymsky, 1977). Svaki par uzastopnih preseka povećava energiju čestice proporcionalno već postignutoj energiji (mehanizam koji je predložio E. Fermi, 1949), što dovodi do ubrzanja čestica. Kako se broj preseka fronta udarnog talasa povećava, povećava se i verovatnoća napuštanja područja ubrzanja, tako da se povećanjem energije broj čestica smanjuje približno prema zakonu snage, a ubrzanje se ispostavlja veoma efektivnim. , a spektar ubrzanih čestica je vrlo tvrd: µE –2.

Pod određenim pretpostavkama modela, predložena shema daje maksimalnu energetsku vrijednost E max ~ 10 17 Z eV, gdje je Z naboj ubrzanog jezgra. Izračunati spektar kosmičkih zraka do maksimalne dostižne energije ispada veoma težak (µE –2). Da bi se kompenzirala razlika između teoretskog (–2) i eksperimentalnog (–2,7) indeksa spektra, potrebno je značajno omekšavanje spektra tokom širenja kosmičkih zraka. Takvo ublažavanje može se postići zahvaljujući energetskoj zavisnosti koeficijenta difuzije čestica dok se kreću od izvora do Zemlje.

Među ostalim mehanizmima ubrzanja, posebno se raspravlja o ubrzanju na stojećem udarnom talasu tokom rotacije neutronske zvezde sa snažnim magnetnim poljem (~10 12 G). Maksimalna energija čestica može dostići (10 17 –10 18) Z eV, a efektivno vreme ubrzanja može biti 10 godina. Ubrzanje čestica je moguće i u udarnim talasima nastalim tokom galaktičkih sudara. Takav događaj se može dogoditi sa učestalošću od približno 1 puta u 5·10 8 godina; maksimalna dostižna energija u ovom slučaju se procjenjuje na 3·10 19 Z eV. Proces ubrzanja udarnim talasima u mlazovima koje stvaraju aktivna galaktička jezgra dovodi do slične procjene. Približno iste procjene daju modeli koji razmatraju ubrzanje udarnim valovima uzrokovano akrecijom materije u jatama galaksija. Najveće procjene (do energija reda 10 21 eV) mogu se dobiti u okviru modela kosmološkog porijekla eksplozija gama zraka. Također se raspravlja o egzotičnim scenarijima u kojima uobičajeno ubrzanje čestica uopće nije potrebno. U takvim scenarijima, kosmičke zrake nastaju raspadanjem ili uništenjem tzv. topološki defekti (kosmičke strune, monopoli, itd.) koji su nastali u prvim trenucima širenja Univerzuma.

Problemi i izgledi

Proučavanje kosmičkih zraka pruža vrijedne informacije o elektromagnetnim poljima u različitim dijelovima svemira. Informacija koju „zabilježe” i „prenose” čestice kosmičkih zraka na putu do Zemlje dešifriraju se proučavanjem varijacija kosmičkih zraka – prostorno-vremenskih promjena toka kosmičkih zraka pod utjecajem dinamičkih, elektromagnetnih i plazma procesa u međuzvjezdanom prostoru, unutar heliosfera (u fluksu solarni vetar) i u blizini Zemlje (u Zemljinoj magnetosferi i atmosferi).

S druge strane, kao prirodni izvor visokoenergetskih čestica, kosmičke zrake igraju nezamjenjivu ulogu u proučavanju strukture materije i interakcija između elementarnih čestica. Energije pojedinačnih čestica kosmičkog zraka su toliko visoke da će dugo ostati izvan konkurencije u poređenju sa česticama koje ubrzavaju najmoćniji laboratorijski akceleratori. Dakle, maksimalna energija čestica (protona) dobijena u većini modernih zemaljskih akceleratora uglavnom ne prelazi 10 12 eV. Tek 3. juna 2015. u CERN-u na Velikom hadronskom sudaraču bilo je prvi put moguće ubrzati protone do energije od 1,3∙10 13 eV (sa projektovanom maksimalnom energijom od 1,4∙10 13 eV).

Posmatranja na različitim kosmičkim skalama (Galaksija, Sunce, Zemljina magnetosfera, itd.) pokazuju da se ubrzanje čestica dešava u kosmičkoj plazmi gdje god postoje dovoljno intenzivna nehomogena kretanja i magnetna polja. Međutim, u velikom broju i do vrlo visokih energija, čestice se mogu ubrzati samo tamo gdje se plazmi prenosi vrlo velika kinetička energija. Upravo to se događa u takvim grandioznim kosmičkim procesima kao što su eksplozije supernova, aktivnost radio galaksija i kvazara.

Značajan napredak postignut je u razumijevanju ovakvih procesa tokom proteklih decenija, ali ostaju mnoga pitanja. Situacija je još uvijek posebno akutna u području visokih i ekstremno visokih energija, gdje kvalitet informacija (statistika podataka) još uvijek ne dozvoljava da se izvuku jasni zaključci o izvorima kosmičkih zraka i mehanizmima njihovog ubrzanja. Može se nadati da će eksperimenti na Velikom hadronskom sudaraču pružiti informacije o hadronskim interakcijama do energija od ~10 17 eV i značajno smanjiti trenutnu nesigurnost koja nastaje kada se ekstrapoliraju fenomenološki modeli hadronskih interakcija na područje ultravisoke energije. Sledeća generacija ekstenzivnih vazdušnih tuševa trebalo bi da obezbedi precizne studije energetskog spektra i sastava kosmičkih zraka u energetskom području 10 17 –10 19 eV, gde se čini da se dešava prelaz sa galaktičkih kosmičkih zraka na kosmičke zrake ekstragalaktičkog porekla.

Uz ogromnu ulogu kosmičkih zraka u astrofizičkim procesima, njihov značaj je važan za proučavanje daleke prošlosti Zemlje (klimatske promjene, evolucija biosfere itd.), kao i za rješavanje nekih praktičnih problema (npr. i prognoziranje svemirsko vrijeme i osiguranje radijacione sigurnosti astronauta).

U početku. 21. vek Moguća uloga kosmičkih zraka u atmosferskim i klimatskim procesima privlači sve veću pažnju. Iako je gustoća energije kosmičkih zraka mala u odnosu na ogromnu energiju različitih atmosferskih procesa, čini se da u nekima od njih kosmičke zrake igraju odlučujuću ulogu. U Zemljinoj atmosferi na visinama manjim od 30 km, kosmičke zrake služe kao glavni izvor stvaranja jona. Procesi kondenzacije i formiranje kapljica vode u velikoj mjeri zavise od gustine jona. Dakle, pri smanjenju intenziteta galaktičkih kosmičkih zraka u području poremećaja solarnog vjetra u međuplanetarnom prostoru uzrokovanih sunčevim bakljama (tzv. Forbushov efekat), smanjuje se oblačnost i nivoi padavina. Nakon sunčevih baklji i dolaska solarnih kosmičkih zraka na Zemlju, povećava se količina oblačnosti i padavina. Ove promjene i u prvom iu drugom slučaju iznose najmanje 10%. Nakon invazije polarnih područja Zemlje velikim tokovima ubrzanih čestica sa Sunca, uočava se promjena temperature u gornjim slojevima atmosfere. Kosmičke zrake također su aktivno uključene u formiranje elektriciteta grmljavine. U početku. 21. vek Intenzivno se proučava uticaj kosmičkih zraka na koncentraciju ozona i druge procese u atmosferi.

Svi ovi efekti se detaljno proučavaju u okviru općenitijeg problema. solarno-zemaljske veze. Posebno je zanimljiv razvoj mehanizama ovih veza. Posebno se to odnosi na mehanizam okidača, u kojem energetski slab primarni utjecaj na nestabilan sistem dovodi do višestrukog povećanja sekundarnih efekata, na primjer, do razvoja snažnog ciklona.

Materijal sa Wikipedije - slobodne enciklopedije

Kosmički zraci- elementarne čestice i atomska jezgra koja se kreću visokim energijama u svemiru.

Osnovne informacije

Fizika kosmičkih zraka smatra se dijelom fizika visoke energije I fizika čestica.

Fizika kosmičkih zraka studije:

procesi koji dovode do pojave i ubrzanja kosmičkih zraka;
čestice kosmičkih zraka, njihova priroda i svojstva;
pojave uzrokovane česticama kosmičkih zraka u svemiru, atmosferi Zemlje i planetama.

Proučavanje tokova visokoenergetskih nabijenih i neutralnih kosmičkih čestica koje padaju na granicu Zemljine atmosfere najvažniji je eksperimentalni zadatak.

Klasifikacija prema poreklu kosmičkih zraka:

izvan naše Galaksije
u galaksiji
na suncu
u međuplanetarnom prostoru

Primarno Uobičajeno je nazivati ekstragalaktičke i galaktičke zrake. Sekundarni Uobičajeno je da se tokovi čestica nazivaju prolazom i transformacijom u Zemljinoj atmosferi.

Kosmičke zrake su komponenta prirodnog zračenja (pozadinskog zračenja) na površini Zemlje iu atmosferi.

Prije razvoja akceleratorske tehnologije, kosmičke zrake su služile kao jedini izvor visokoenergetskih elementarnih čestica. Tako su pozitron i mion prvi put pronađeni u kosmičkim zracima.

Energetski spektar kosmičkih zraka sastoji se od 43% energije iz protona, još 23% od energije helijuma (alfa čestice) i 34% energije koju prenose druge čestice.

Po broju čestica, kosmičke zrake čine 92% protona, 6% jezgara helijuma, oko 1% težih elemenata i oko 1% elektrona. Kada se proučavaju izvori kosmičkih zraka izvan Sunčevog sistema, protonsko-nuklearna komponenta se uglavnom detektuje fluksom gama zraka koje stvara orbitalni gama-teleskop, a elektronska komponenta se detektuje sinhrotronskim zračenjem koje generiše, a koje se javlja u radio opsega (posebno na metarskim talasima - pri zračenju u magnetnom polju međuzvjezdanog medija), i sa jakim magnetnim poljima u području izvora kosmičkih zraka - i do viših frekvencijskih opsega. Stoga se elektronska komponenta može otkriti i zemaljskim astronomskim instrumentima.

Tradicionalno, čestice posmatrane u kosmičkim zracima se dele u sledeće grupe: $p (Z=1), \alpha (Z=2), L (Z=3-5), M (Z=6-9), H (Z \geqslant 10), VH (Z \geqslant 20)$ (odnosno, protoni, alfa čestice, lake, srednje, teške i superteške). Karakteristika hemijskog sastava primarnog kosmičkog zračenja je anomalno visok (nekoliko hiljada puta) sadržaj jezgara grupe L (litijum, berilijum, bor) u poređenju sa sastavom zvezda i međuzvezdanog gasa. Ovaj fenomen se objašnjava činjenicom da mehanizam generisanja kosmičkih čestica prvenstveno ubrzava teška jezgra, koja se u interakciji sa protonima međuzvjezdanog medija raspadaju na lakša jezgra. Ovu pretpostavku potvrđuje činjenica da kosmičke zrake imaju veoma visok stepen izotropije.

Istorija fizike kosmičkih zraka

Prva naznaka mogućnosti postojanja jonizujućeg zračenja vanzemaljskog porekla dobijena je početkom 20. veka u eksperimentima proučavanja provodljivosti gasova. Detektovana spontana električna struja u gasu ne može se objasniti jonizacijom koja proizlazi iz prirodne radioaktivnosti Zemlje. Uočeno zračenje se pokazalo toliko prodornim da je u jonizacionim komorama i dalje primećena rezidualna struja, zaštićena debelim slojevima olova. U periodu 1911-1912. izvedeni su brojni eksperimenti sa jonizacionim komorama na balonima. Hess je otkrio da radijacija raste s visinom, dok bi jonizacija uzrokovana radioaktivnošću Zemlje trebala opadati s visinom. Colhersterovi eksperimenti su dokazali da je ovo zračenje usmjereno odozgo prema dolje.

Godine 1921-1925, američki fizičar Millikan, proučavajući apsorpciju kosmičkog zračenja u Zemljinoj atmosferi ovisno o visini promatranja, otkrio je da se u olovu ovo zračenje apsorbira na isti način kao gama zračenje iz jezgara. Millikan je prvi nazvao ovo zračenje kosmičkim zracima. Godine 1925. sovjetski fizičari L. A. Tuvim i L. V. Mysovsky izmjerili su apsorpciju kosmičkog zračenja u vodi: pokazalo se da je to zračenje apsorbirano deset puta manje od gama zračenja jezgara. Mysovsky i Tuwim su također otkrili da intenzitet zračenja ovisi o barometarskom pritisku - otkrili su "barometrijski efekat". Eksperimenti D.V. Skobeltsyn-a s komorom za oblake smještenom u konstantnom magnetskom polju omogućili su da se zbog jonizacije "vide" tragovi (tragovi) kosmičkih čestica. D. V. Skobeltsyn je otkrio pljuskove kosmičkih čestica. Eksperimenti na kosmičkim zracima omogućili su niz fundamentalnih otkrića za fiziku mikrosvijeta.

Solarne kosmičke zrake

Sunčeve kosmičke zrake (SCR) su energetski nabijene čestice - elektroni, protoni i jezgra - koje Sunce ubrizgava u međuplanetarni prostor. SCR energija se kreće od nekoliko keV do nekoliko GeV. Na donjem kraju ovog raspona, SCR-ovi su ograničeni na protone iz brzih tokova solarnog vjetra. SCR čestice se pojavljuju kao rezultat sunčevih baklji.

Kosmičke zrake ultra visoke energije

Energija nekih čestica prelazi granicu GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - teorijsku granicu energije za kosmičke zrake 5·10 19 eV, uzrokovanu njihovom interakcijom sa fotonima kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja. Opservatorija AGASA je tokom godine zabeležila nekoliko desetina takvih čestica. (engleski)ruski. Ova zapažanja još nemaju dovoljno potkrijepljeno naučno objašnjenje.

Detekcija kosmičkih zraka

Dugo vremena nakon otkrića kosmičkih zraka, metode za njihovo registriranje nisu se razlikovale od metoda za registraciju čestica u akceleratorima, najčešće brojačima plinskih pražnjenja ili nuklearnim fotografskim emulzijama podignutim u stratosferu ili u svemir. Ali ova metoda ne dozvoljava sistematsko posmatranje čestica visoke energije, jer se one pojavljuju prilično retko, a prostor u kojem takav brojač može da sprovodi posmatranja je ograničen njegovom veličinom.

Moderne opservatorije rade na različitim principima. Kada čestica visoke energije uđe u atmosferu, dolazi u interakciju s atomima zraka u prvih 100 g/cm², što dovodi do naleta čestica, uglavnom piona i miona, koji zauzvrat rađaju druge čestice itd. . Formira se konus čestica, koji se naziva pljusak. Takve čestice se kreću brzinama većim od brzine svjetlosti u zraku, što rezultira Čerenkovljevim sjajem, koji se detektuje teleskopima. Ova tehnika omogućava praćenje područja neba koja pokrivaju stotine kvadratnih kilometara.

Implikacije za svemirske letove

Astronauti ISS-a, kada zatvore oči, vide bljeskove svjetlosti najviše jednom u 3 minute; možda je ovaj fenomen povezan s udarom visokoenergetskih čestica koje ulaze u retinu. Međutim, to nije eksperimentalno potvrđeno, moguće je da ovaj učinak ima isključivo psihološke temelje.

Dugotrajno izlaganje kosmičkom zračenju može imati veoma negativan uticaj na zdravlje ljudi. Za daljnje širenje čovječanstva na druge planete Sunčevog sistema treba razviti pouzdanu zaštitu od takvih opasnosti - naučnici iz Rusije i SAD-a već traže načine za rješavanje ovog problema.

vidi takođe

opservatorija Pierre Auger ( engleski)

Napišite recenziju o članku "Kosmičke zrake"

Bilješke

// Fizička enciklopedija / Ch. ed. A. M. Prokhorov. - M.: Velika ruska enciklopedija, 1990. - T. 2. Faktor kvaliteta - Magneto-optika. - str. 471-474. - 703 str. - ISBN 5852700614.
Ginzburg V.L. , Syrovatsky S.I. Sadašnje stanje pitanja o podrijetlu kosmičkih zraka // Physics Physics. - 1960. - br. 7. - P. 411-469. - ISSN 1996-6652. - URL: ufn.ru/ru/articles/1960/7/b/
, With. 18.
V. L. Ginzburg Kosmičke zrake: 75 godina istraživanja i izgledi za budućnost // Zemlja i svemir. - M.: Nauka, 1988. - Br. 3. - str. 3-9.
, With. 236.

Književnost

S. V. Murzin. Uvod u fiziku kosmičkih zraka. M.: Atomizdat, 1979.
Model svemira - M.: Izdavačka kuća Moskovskog državnog univerziteta, u 3 toma.
A. D. Filonenko(ruski) // UFN. - 2012. - T. 182. - str. 793-827.
Dorman L.I. Eksperimentalne i teorijske osnove astrofizike kosmičkih zraka. - M.: Nauka, 1975. - 464 str.
ed. Shirkov D.V. Fizika mikrosvijeta. - M.: Sovjetska enciklopedija, 1980. - 528 str.

Linkovi



Komponente

Nebulae

Regioni formiranja zvezda

Circumstellar formacije

Radijacija

Izvod koji karakteriše kosmičke zrake

U to vreme Petja, na koga niko nije obraćao pažnju, priđe ocu i sav crven, lomljivim, ponekad grubim, ponekad tankim glasom, reče:
„E, sad ću, tata, odlučno reći - a i mama, šta god hoćeš - odlučno ću reći da ćeš me pustiti u vojnu službu, jer ja ne mogu... to je sve...
Grofica je užasnuto podigla oči prema nebu, sklopila ruke i ljutito se okrenula mužu.
- Pa sam pristao! - ona je rekla.
Ali grof se odmah oporavio od svog uzbuđenja.
„Pa, dobro“, rekao je. - Evo još jednog ratnika! Prestanite sa glupostima: morate učiti.
- Ovo nije glupost, tata. Fedya Obolensky je mlađi od mene i takođe dolazi, i što je najvažnije, još uvijek ne mogu naučiti ništa sada... - Petja je zastao, pocrvenio dok se nije oznojio i rekao: - kada je otadžbina u opasnosti.
- Potpuna, potpuna, glupost...
- Ali sami ste rekli da ćemo sve žrtvovati.
„Petija, kažem ti, umukni“, viknuo je grof, osvrćući se na svoju ženu, koja je, prebledeći, uprtim očima gledala svog najmlađeg sina.
- A ja ti kažem. Tako će Pyotr Kirillovich reći...
„Kažem ti, gluposti su, mlijeko se još nije osušilo, ali hoće u vojsku!“ Pa, dobro, kažem ti”, i grof, ponevši papire sa sobom, verovatno da ih ponovo pročita u kancelariji pre odmora, izađe iz sobe.
- Pjotre Kiriloviču, hajde da popušimo...
Pjer je bio zbunjen i neodlučan. Natašine neobično blistave i živahne oči, koje su ga neprestano gledale više nego umiljato, dovele su ga u ovo stanje.
- Ne, mislim da ću ići kući...
- To je kao da idete kući, ali ste hteli da provedete veče sa nama... A onda ste retko dolazili. A ovaj moj...” rekao je grof dobrodušno, pokazujući na Natašu, “veseo je samo kad si u blizini...”
„Da, zaboravio sam... Definitivno moram da idem kući... Stvari koje treba uraditi...” žurno je rekao Pjer.
"Pa, zbogom", rekao je grof, potpuno napuštajući sobu.
- Zašto odlaziš? Zašto si uznemiren? Zašto?..” upitala je Nataša Pjera gledajući ga prkosno u oči.
"Zato što te volim! - hteo je da kaže, ali nije rekao, pocrveneo je dok nije zaplakao i spustio oči.
- Zato što je bolje da te rjeđe posjećujem... Jer... ne, samo imam posla.
- Iz onoga što? ne, reci mi”, počela je Nataša odlučno i odjednom ućutala. Oboje su se pogledali u strahu i zbunjenosti. Pokušao je da se naceri, ali nije mogao: njegov osmeh je izražavao patnju, on joj je nečujno poljubio ruku i otišao.
Pjer je odlučio da više ne posećuje Rostovove sa sobom.

Petja je, nakon što je dobio odlučno odbijanje, otišao u svoju sobu i tamo, zaključavši se od svih, gorko zaplakao. Sve su radili kao da ništa nisu primetili, kada je došao na čaj, ćutljiv i sumoran, suzama uprljanih očiju.
Sutradan je stigao suveren. Nekoliko rostovskih dvorišta tražilo je da odu i vide cara. Tog jutra Petja je dugo trebalo da se obuče, počešlja i sredi kragne poput velikih. Namrštio se ispred ogledala, gestikulirao, slegnuo ramenima i na kraju, ne govoreći nikome, stavio kapu i izašao iz kuće sa zadnjeg trijema, trudeći se da ga ne primijeti. Petja je odlučio da ode pravo na mesto gde se nalazio suveren i direktno objasni nekom komorniku (Peti se činilo da je suveren uvek okružen komornicima) da on, grof Rostov, uprkos svojoj mladosti, želi da služi otadžbini, da mladost nije mogla biti prepreka za odanost i da je spreman... Petja je, dok se spremao, pripremio mnogo divnih riječi koje bi rekao komorniku.
Petya je računao na uspjeh svog predstavljanja suverenu upravo zato što je bio dijete (Petya je čak mislio kako će se svi iznenaditi njegovoj mladosti), a istovremeno, u dizajnu ovratnika, u frizuri i u njegovoj staložen, spor hod, hteo je da se predstavi kao starac. Ali što je dalje išao, više su ga zabavljali ljudi koji su dolazili i odlazili u Kremlj, sve je više zaboravljao da primeti staloženost i sporost karakterističnu za odrasle ljude. Približavajući se Kremlju, već je počeo paziti da ga ne uguraju i odlučno, prijetećim pogledom, ispružio je laktove u bokove. Ali kod Trojice kapije, uprkos svoj njegovoj odlučnosti, ljudi koji verovatno nisu znali sa kojim patriotskim ciljem ide u Kremlj, toliko su ga pritisnuli uza zid da se morao pokoriti i zaustaviti do kapije uz zujanje ispod lukovi zvuk kočija koje prolaze. U blizini Petje stajala je žena s lakejem, dva trgovca i penzionisani vojnik. Pošto je neko vreme stajao na kapiji, Petja je, ne čekajući da prođu sve kočije, hteo da krene ispred ostalih i počeo je odlučno da radi laktovima; ali žena koja je stajala nasuprot njemu, u koju je prvo uperio laktove, ljutito je viknula na njega:
- Šta, barčuk, guraš, vidiš - svi stoje. Zašto se onda penjati!
„Tako da će svi ući“, rekao je lakaj i, takođe počevši da radi laktovima, stisnuo Petju u smrdljivi ugao kapije.
Petja je rukama obrisao znoj koji mu je prekrivao lice i popravio ogrlice natopljene znojem, koje je tako dobro sredio kod kuće, kao one velike.
Petya je osjećao da ima nepredstavljiv izgled i bojao se da mu, ako se tako predstavi komornicima, neće biti dopušteno da vidi suverena. Ali nije bilo načina da se oporavim i preselimo na drugo mjesto zbog skučenih uslova. Jedan od generala u prolazu bio je poznanik Rostovovih. Petja je htela da ga zamoli za pomoć, ali je mislila da bi to bilo u suprotnosti sa hrabrošću. Kada su sve kočije prošle, gomila se navalila i iznijela Petju na trg, koji je bio potpuno okupiran ljudima. Ne samo u okolini, nego i na padinama, na krovovima, ljudi je bilo posvuda. Čim se Petja našao na trgu, jasno je čuo zvuke zvona i radosne narodne priče koji su ispunjavali čitav Kremlj.
Nekada je trg bio prostraniji, ali odjednom su im se sve glave otvorile, sve je pojurilo negdje naprijed. Petja je bio stisnut da nije mogao da diše, a svi su vikali: „Ura! Ura! Petja je stajao na prstima, gurao, štipao, ali nije mogao ništa da vidi osim ljudi oko sebe.
Postojao je jedan zajednički izraz nježnosti i oduševljenja na svim licima. Žena jednog trgovca, koja je stajala pored Petje, jecala je, a suze su joj tekle iz očiju.
- Oče, anđeo, oče! – rekla je brišući suze prstom.
- Ura! - vikali su sa svih strana. Na trenutak je gomila stajala na jednom mjestu; ali onda je ponovo pojurila napred.
Petja je, ne sjećajući se sebe, stisnuo zube i brutalno zakolutao očima, pojurio naprijed, radeći laktovima i vičući "Ura!", kao da je bio spreman da ubije sebe i sve u tom trenutku, ali potpuno ista brutalna lica su se popela sa njegovih strana sa istim povicima "Ura!"
„Dakle, ovo je ono što je suveren! - pomisli Petja. „Ne, ne mogu mu sam predati peticiju, previše je hrabro!“ Unatoč tome, on je i dalje očajnički krenuo naprijed, a iza leđa onih ispred nazirao je prazan prostor sa prolazom prekrivenim crvenom bojom. tkanina; ali u to vrijeme gomila se pokolebala (ispred je policija odgurivala one koji su napredovali preblizu povorci; vladar je prolazio od palate do Uspenske katedrale), a Petja je neočekivano zadobila takav udarac u stranu u rebra i bio je toliko zgnječen da mu se odjednom sve u očima zamaglilo i izgubio je svijest. Kada je došao k sebi, nekakav duhovnik, sa punđom sede kose unazad, u iznošenoj plavoj manti, verovatno sekson, jednom ga je rukom držao ispod ruke, a drugom ga je štitio od gužve.
- Mladić je pregažen! - rekao je seks. - E, to je to!.. lakše je... zgnječeno, smrvljeno!
Car je otišao u Katedralu Uznesenja. Gomila se ponovo smirila, a ponor je odveo Petju, blijedu i nedišuću, do Carskog topa. Nekoliko ljudi se sažalilo na Petju, i odjednom se cijela gomila okrenula prema njemu, a oko njega je počeo stampedo. Oni koji su stajali bliže su ga usluživali, otkopčavali mu ogrtač, stavljali pištolj na podij i predbacivali nekome - onima koji su ga zgnječili.
„Na ovaj način ga možete zgnječiti do smrti.” Šta je ovo! Da izvršim ubistvo! „Vidi, srdačni, postao je beo kao stolnjak“, rekoše glasovi.
Petja je ubrzo došao k sebi, vratila mu se boja na lice, bol je nestao, i za ovu privremenu nevolju dobio je mjesto na topu, iz kojeg se nadao da će vidjeti suverena koji se spremao vratiti. Petya više nije razmišljala o podnošenju peticije. Da ga samo vidi, smatrao bi se srećnim!
Za vrijeme bogosluženja u Sabornoj crkvi Uspenja - kombinovani moleban povodom dolaska vladara i molitve zahvalnosti za sklapanje mira sa Turcima - masa se raširila; Pojavili su se vičući prodavci kvasa, medenjaka i maka, za šta je Petja bio posebno oduševljen i čuli su se obični razgovori. Žena jednog trgovca je pokazala svoj poderani šal i rekla kako je skupo kupljen; drugi je rekao da su danas sve svilene tkanine postale skupe. Šeks, Petjin spasitelj, razgovarao je sa službenikom o tome ko i ko danas služi kod Prečasnog. Šeks je nekoliko puta ponovio reč soborne, što Petja nije razumela. Dva mlada trgovca su se šalila sa dvorjanskim devojkama grizući orahe. Svi ovi razgovori, posebno šale sa devojkama, koje su za Petju u njegovim godinama bile posebno privlačne, svi ti razgovori Petju sada nisu zanimali; sjedio si na njegovom postolju za oružje, još uvijek zabrinut pri pomisli na suverena i njegovu ljubav prema njemu. Podudarnost osjećaja bola i straha kada ga je stisnuo osjećaj oduševljenja dodatno je učvrstila u njemu svijest o važnosti ovog trenutka.
Odjednom su se sa nasipa začuli topovi (pucali su u znak sjećanja na mir s Turcima), a gomila je brzo pojurila na nasip da ih gleda kako pucaju. Petja je takođe hteo da pobegne tamo, ali ga dežurni, koji je uzeo malo kore pod svoju zaštitu, nije pustio unutra. Pucnji su se i dalje nastavljali kada su oficiri, generali i komornici istrčali iz Uspenja, zatim su drugi izašli ne tako brzo, opet su im skidane kape s glava, a oni koji su pobjegli da pogledaju topove pobjegli su nazad. Konačno, još četvorica muškaraca u uniformama i vrpcama izašla su sa vrata katedrale. „Ura! Ura! – ponovo je vikala gomila.
- Koji? Koji? - pitala je Petja oko sebe plačljivim glasom, ali mu niko nije odgovorio; svi su bili previše zaneseni, a Petja je, odabravši jedno od ova četiri lica, koje nije mogao jasno vidjeti zbog suza koje su mu navrle od radosti, sav svoj užitak koncentrisao na njega, iako to nije bio suveren, viknuo je “Ura! izbezumljenim glasom i odlučio da će sutra, ma koliko ga to koštalo, biti vojnik.
Gomila je potrčala za suverenom, otpratila ga do palate i počela da se razilazi. Bilo je već kasno, a Petja nije ništa jeo, a znoj je iz njega lio kao grad; ali on nije otišao kući i zajedno sa smanjenom, ali ipak prilično velikom gomilom, stajao je ispred palate, za vreme vladarske večere, gledajući kroz prozore palate, očekujući nešto drugo i podjednako zavideći uglednicima koji su se vozili do trem - za vladarsku večeru, i komorski lakeji koji su služili za stolom i bljeskali kroz prozore.
Na suverenovoj večeri, Valuev je rekao, gledajući kroz prozor:
„Ljudi se i dalje nadaju da će videti Vaše Veličanstvo.”
Ručak je već bio gotov, vladar je ustao i, dovršivši keks, izašao na balkon. Narod, sa Petjom u sredini, pojuri na balkon.
-Anđeo, oče! Ura, oče!.. - vikali su ljudi i Petja, a opet su žene i neki slabiji muškarci, među kojima i Petja, počeli da plaču od sreće. Prilično veliki komad keksa, koji je suveren držao u ruci, odlomio se i pao na ogradu balkona, od ograde do zemlje. Vozač koji mu je stajao najbliže u potkošulji pojurio je do ovog komada keksa i zgrabio ga. Neki iz gomile su pojurili do kočijaša. Primijetivši to, vladar je naredio da se posluži tanjir keksa i počeo bacati kekse sa balkona. Petjine oči su postale krvave, opasnost od zgnječenja ga je još više uzbudila, bacio se na kekse. Nije znao zašto, ali je morao da uzme jedan keks iz kraljevih ruku i nije morao da popusti. Pojurio je i oborio staricu koja je hvatala keks. Ali starica se nije smatrala poraženom, iako je ležala na zemlji (starica je hvatala kekse i nije ih hvatala rukama). Petya joj je kolenom odbio ruku, zgrabio keks i, kao da se plašio da će zakasniti, opet promuklim glasom viknuo „Ura!“.
Car je otišao, a nakon toga je većina naroda počela da se razilazi.
„Rekao sam da ćemo morati još malo da sačekamo, i tako se desilo“, radosno su pričali ljudi sa raznih strana.
Bez obzira koliko je Petya bio srećan, on je i dalje bio tužan što je otišao kući i znao da je sav užitak tog dana prošao. Iz Kremlja Petja nije otišao kući, već svom drugu Obolenskom, koji je imao petnaest godina i koji se takođe pridružio puku. Vraćajući se kući, odlučno je i odlučno najavio da će, ako ga ne puste unutra, pobjeći. I sljedećeg dana, iako još nije potpuno odustao, grof Ilja Andrej je otišao da sazna kako da Petju smjesti na sigurnije mjesto.

Ujutro 15., trećeg dana nakon ovoga, bezbroj kočija je stajao kod palate Slobodski.
Sale su bile pune. U prvom su bili plemići u uniformama, u drugom su bili trgovci s medaljama, bradama i plavim kaftanima. Cijelom salom Plemićkog sabora bilo je zujanje i pokret. Za jednim velikim stolom, ispod portreta vladara, na stolicama s visokim naslonima sjedili su najvažniji plemići; ali većina plemića hodala je po dvorani.
Svi plemići, isti oni koje je Pjer viđao svaki dan, bilo u klubu ili u njihovim kućama, svi su bili u uniformama, neki u Katarininim, neki u Pavlovljevim, neki u novom Aleksandru, neki u generalu plemića, a ovaj general karakter uniforme davao je nešto čudno i fantastično ovim starim i mladim, najrazličitijim i poznatim licima. Posebno su bili upečatljivi stari ljudi, slabovidi, bezubi, ćelavi, prekriveni žutom salom ili naborani i mršavi. Uglavnom su sjedili na svojim mjestima i ćutali, a ako su hodali i pričali, pridruživali su se nekom mlađem. Baš kao i na licima gomile koju je Petja videla na trgu, na svim tim licima bila je upadljiva crta suprotnosti: opšte očekivanje nečeg svečanog i običnog, juče - Bostonska zabava, Petruška kuvarica, zdravlje Zinaide Dmitrijevne. , itd.
Pjer, koji je od ranog jutra nosio nezgodnu plemićku uniformu koja mu je postala pretesna, bio je u hodnicima. Bio je uzbuđen: izvanredno okupljanje ne samo plemstva, već i trgovaca - posjeda, etats generaux - izazvalo je u njemu čitav niz misli koje su odavno bile napuštene, ali su se duboko urezale u njegovu dušu o Contrat social [ Društveni ugovor] i Francuska revolucija. Reči koje je primetio u apelu da će suveren stići u prestonicu da se posavetuje sa svojim narodom potvrdile su ga u ovom stavu. A on, vjerujući da se u tom smislu približava nešto važno, nešto što je dugo čekao, hodao je okolo, pomno gledao, slušao razgovor, ali nigdje nije našao izraz misli koje su ga zaokupljale.

KOSMIČKE ZRAKE, tok visokoenergetskih nabijenih čestica koje dolaze na Zemlju iz svih pravaca svemira i neprestano bombardiraju njenu atmosferu. Sastavom kosmičkih zraka dominiraju protoni, tu su i elektroni, jezgra He i teži hemijski elementi (do jezgara sa nabojem Z ≈ 30; vidi tabelu). Najbrojnija jezgra u kosmičkim zracima su H i He (oko 85% i oko 10%, respektivno); udio ostalih jezgara je mali (ne prelazi 5%). Mali dio kosmičkih zraka sastoji se od elektrona i pozitrona (manje od 1%). Kozmičko zračenje koje upada na granicu Zemljine atmosfere sadrži sve stabilne nabijene čestice i jezgra sa životnim vijekom reda 10 6 godina ili više. U suštini, samo čestice ubrzane u udaljenim astrofizičkim izvorima mogu se nazvati istinski „primarnim“ kosmičkim zracima, a „sekundarne“ čestice se mogu nazvati česticama koje nastaju tokom interakcije primarnih kosmičkih zraka. sa međuzvezdanim gasom. Dakle, elektroni, protoni i jezgra He, C, O, Fe itd., sintetizirani u zvijezdama, su primarni. Naprotiv, jezgra Li, Be i B treba smatrati sekundarnim. Antiprotoni i pozitroni su delimično, ako ne i potpuno, sekundarni.

Istorija istraživanja kosmičkih zraka. Početkom 20. vijeka, eksperimenti sa elektroskopima i jonizacionim komorama otkrili su stalnu rezidualnu jonizaciju gasova uzrokovanu nekom vrstom prodornog zračenja. Za razliku od zračenja radioaktivnih supstanci iz okoline, prodorno zračenje nije moglo biti zaustavljeno čak ni debelim slojevima olova. Vanzemaljska priroda detektovanog prodornog zračenja ustanovljena je 1912. godine (W. Hess, Nobelova nagrada, 1936.) u eksperimentima sa jonizacionim komorama na balonima. Utvrđeno je da se povećanjem udaljenosti od Zemljine površine povećava ionizacija uzrokovana prodornim zračenjem. Njegovo vanzemaljsko porijeklo je konačno dokazao R. Millikan 1923-26. u eksperimentima o apsorpciji radijacije od strane atmosfere (on je skovao termin „kosmičke zrake“).

Priroda kosmičkih zraka ostala je nejasna sve do 1940-ih. Za to vrijeme intenzivno se razvija nuklearni smjer istraživanja kosmičkih zraka (aspekt nuklearne fizike) - proučavanje interakcije kosmičkih zraka sa materijom, formiranje sekundarnih čestica i njihova apsorpcija u atmosferi. Ove studije, sprovedene uz pomoć kontrateleskopa, komora za oblake i nuklearnih fotografskih emulzija (podignutih sondažnim balonima u stratosferu), dovele su posebno do otkrića novih elementarnih čestica - pozitrona (1932.), miona ( 1937), π-mezon (1947).

Sistematska proučavanja uticaja geomagnetskog polja na intenzitet i pravac dolaska primarnih kosmičkih zraka pokazala su da velika većina kosmičkih zraka ima pozitivan naboj.

Ovo je povezano sa asimetrijom kosmičkih zraka istok-zapad: zbog skretanja naelektrisanih čestica u magnetskom polju Zemlje, više čestica dolazi sa zapada nego sa istoka. Upotreba fotografskih emulzija omogućila je utvrđivanje nuklearnog sastava primarnih kosmičkih zraka (1948): otkriveni su tragovi jezgara teških elemenata, uključujući željezo. Primarni elektroni u kosmičkim zracima prvi put su zabilježeni u stratosferskim mjerenjima tek 1961. godine.

Od kasnih 1940-ih, problemi porijekla i vremenskih varijacija kosmičkih zraka (kosmofizički aspekt) izbijaju u prvi plan.

Opće karakteristike kosmičkih zraka. Kosmičke zrake podsjećaju na visoko razrijeđen relativistički plin, čije čestice praktički ne stupaju u interakciju jedna s drugom, ali doživljavaju rijetke sudare s materijom u međuzvjezdanim i međuplanetarnim medijima i izložene su kosmičkim magnetnim poljima. Čestice kosmičkih zraka imaju ogromnu kinetičku energiju (do Ek reda veličine 10 21 eV). U blizini Zemlje, ogromna većina kosmičkih zraka su čestice s energijama od 10 6 eV do 10 9 eV; s daljnjim povećanjem energije, tok kosmičkih zraka naglo slabi. Tako, pri energiji od 10 12 eV, ne pada više od 1 čestice/(m 2 ·s) na granicu atmosfere, a pri E k = 10 15 eV - samo 1 čestica/(m 2 ·god). To uzrokuje određene poteškoće u proučavanju kosmičkih zraka visokih i ultra-visokih energija. Iako je ukupan tok kosmičkih zraka u blizini Zemlje mali [samo oko 1 čestica/(cm 2 s)], njihova energetska gustina (oko 1 eV/cm 3) unutar naše Galaksije je uporediva sa gustinom energije ukupnog elektromagnetnog zračenja zvijezda, energija međuzvjezdanog toplinskog gibanja plina i kinetička energija njegovih turbulentnih kretanja, kao i gustina energije galaktičkog magnetnog polja. Iz toga slijedi da kosmičke zrake moraju igrati veliku ulogu u mnogim astrofizičkim procesima.

Još jedna važna karakteristika kosmičkih zraka je netermalno porijeklo njihove energije. Zaista, čak i na temperaturi od 10 9 K, naizgled blizu maksimuma za unutrašnjost zvijezda, prosječna energija toplotnog kretanja čestica je ≈ 3·10 5 eV. Većina čestica kosmičkih zraka uočenih u blizini Zemlje ima energiju iznad 10 6 eV. To znači da kosmičke zrake dobijaju energiju kroz ubrzanje u specifičnim astrofizičkim procesima plazme i elektromagnetne prirode.

Prema svom porijeklu, kosmičke zrake možemo podijeliti u nekoliko grupa:

1) kosmički zraci galaktičkog porekla (galaktički kosmički zraci, GCR); njihov izvor je naša Galaksija, u kojoj se čestice ubrzavaju do energije od oko 10 18 eV;

2) kosmičke zrake metagalaktičkog porekla; nastaju u drugim galaksijama i imaju najveće, ultrarelativističke energije - preko 10 18 eV;

3) solarne kosmičke zrake (SCR) nastale na ili u blizini Sunca tokom solarnih baklji i izbacivanja koronalne mase; njihova energija se kreće od 10 6 do više od 10 10 eV;

4) anomalne kosmičke zrake (ACR) nastale u Sunčevom sistemu na periferiji heliosfere; Energije ACL čestica su u rasponu od 1-100 MeV/nukleon.

Na osnovu sadržaja jezgri Li, Be i B, koja nastaju kao rezultat interakcije GCR-a sa atomima međuzvjezdanog medija, moguće je odrediti količinu materije X kroz koju su prolazile kosmičke zrake lutajući u međuzvjezdanom mediju. . Vrijednost X je približno jednaka 5·10 g/cm2. Vrijeme lutanja kosmičkih zraka u međuzvjezdanom mediju (ili njihov životni vijek) i vrijednost X povezani su relacijom X ≈ ρνt, gdje je ρ prosječna gustina međuzvjezdanog medija (oko 10 -24 g/cm 3), t je vrijeme lutanja kosmičkih zraka u ovom mediju, ν - brzina čestice. Vrijednost ν za ultrarelativističke kosmičke zrake je praktično jednaka brzini svjetlosti, a njihov životni vijek je oko 3·10 8 godina. (Vek trajanja GCR-a je određen njihovim izlaskom iz Galaksije ili apsorpcijom usled neelastičnih interakcija sa materijom međuzvjezdanog medija.)

Ulaskom u Zemljinu atmosferu, primarne kosmičke zrake uništavaju jezgra najčešćih hemijskih elemenata u atmosferi - N i O - i dovode do kaskadnog procesa u kojem učestvuju sve poznate elementarne čestice, posebno sekundarne čestice kao što su protoni (p) , neutroni (n), mezoni (μ), elektroni (e), kao i γ-kvanti i neutrini (ν). Uobičajeno je da se put koji je prošla čestica kosmičkih zraka u atmosferi prije sudara karakterizira količinom tvari u gramima sadržanom u stupcu poprečnog presjeka 1 cm 2, tj. izražavanje putanje čestica u g /cm 2 atmosferske supstance. To znači da će nakon što snop protona početnog intenziteta I 0 prođe kroz debljinu atmosfere x (g/cm 2), broj protona koji nisu doživjeli sudar biti jednak I = I 0 exp(- x/λ), gdje je λ prosječna putanja čestice. Za protone, koji čine većinu primarnih kosmičkih zraka, opseg λ u vazduhu je približno 70 g/cm 2 ; za He jezgra λ≈25 g/cm 2, za teža jezgra - još manje. Protoni doživljavaju svoj prvi sudar sa atmosferskim česticama na prosječnoj visini od 20 km (x≈70 g/cm2). Debljina atmosfere na nivou mora je ekvivalentna 10 30 g/cm 2, odnosno odgovara približno 15 nuklearnih raspona za protone. Iz toga slijedi da je vjerovatnoća da će doći do Zemljine površine bez sudara zanemarljiva za primarnu česticu. Stoga se na površini Zemlje kosmičke zrake detektuju samo slabim efektima jonizacije koje stvaraju sekundarne čestice.

Metode za proučavanje kosmičkih zraka. Budući da se čestice kosmičkih zraka razlikuju po energiji za faktor 10-15, za njihovo proučavanje moraju se koristiti vrlo različite metode i instrumenti. U ovom slučaju, na primjer, široko se koristi oprema instalirana na satelitima i svemirskim raketama. U Zemljinoj atmosferi mjerenja se provode pomoću malih balona i velikih balona na velikim visinama, na njenoj površini - korištenjem zemaljskih instalacija. Neki od njih dosežu veličinu od stotine kvadratnih kilometara i nalaze se ili visoko u planinama, ili duboko pod zemljom, ili na velikim dubinama u okeanu, gdje prodiru sekundarni visokoenergetski mioni. Kontinuirano snimanje kosmičkih zraka na površini Zemlje više od 50 godina provodi svjetska mreža stanica za proučavanje varijacija kosmičkih zraka - standardni neutronski monitori i mionski teleskopi. Vrijedne informacije o GCR-ovima i SCR-ovima daju opservacije na posebnim instalacijama kao što je kompleks Baksan za proučavanje ekstenzivnih vazdušnih pljuskova (EAS).

Glavni tipovi detektora koji se koriste u proučavanju kosmičkih zraka su fotografske emulzije i rendgenski filmovi, jonizacijske komore, brojači gasnih pražnjenja, brojači neutrona, čerenkovski i scintilacioni brojači, poluprovodnički detektori u čvrstom stanju, varnične i drift komore.

Studije nuklearne fizike kosmičkih zraka provode se uglavnom pomoću brojača velike površine za snimanje EAS. Pljuskovi sadrže ogroman broj sekundarnih čestica, koje nastaju prilikom invazije jedne primarne čestice sa energijom preko 10 15 eV. Glavni cilj takvih promatranja je proučavanje karakteristika elementarnog čina nuklearne interakcije pri visokim energijama. Uz to daju informacije o energetskom spektru kosmičkih zraka pri energijama od 10 15 -10 20 eV, što je veoma važno za traženje izvora i mehanizama ubrzanja kosmičkih zraka.

Tok čestica sa energijom od oko 10 20 eV, proučavan EAS metodama, vrlo je mali. Na primjer, na 1 m 2 na granici atmosfere, samo jedna čestica sa Ε ≈ 10 19 eV padne na 1 milion godina. Za registrovanje tako malih protoka potrebno je imati velike površine pokrivene detektorima. Prema različitim procjenama, gigantske instalacije za detekciju EAS-ova zabilježile su od 10 do 20 događaja generiranih česticama maksimalne energije do 3·10 20 eV.

Varijacije kosmičkih zraka sa energijama reda 10 9 -10 12 eV proučavaju se pomoću podataka iz svjetske mreže neutronskih monitora, mionskih teleskopa i drugih detektora. Međutim, zbog atmosferske apsorpcije, prizemne instalacije su neosjetljive na čestice s energijama manjim od 500 MeV. Stoga se instrumenti za snimanje takvih čestica podižu na sondažnim balonima u stratosferu do visine od 30-35 km.

Ekstraatmosferska mjerenja fluksa kosmičkih zraka sa energijom od 1-500 MeV provode se pomoću geofizičkih raketa, satelita i svemirskih sondi. Direktna posmatranja kosmičkih zraka u međuplanetarnom prostoru, započeta 1960-ih godina u Zemljinoj orbiti (blizu ravni ekliptike), vrše se iznad polova Sunca od 1994. (svemirski brod Ulysses). Svemirske sonde Voyager 1 i Voyager 2, lansirane 1977. godine, već su dostigle granice Sunčevog sistema. Tako je prva od ovih letjelica prešla granicu heliosfere 2004. godine, druga - 2007. Od 2008. godine obje letjelice su se očigledno kretale u oblaku međuzvjezdane prašine u koji je uronjen Sunčev sistem.

Metodom kosmogenih izotopa nastalih pri interakciji kosmičkih zraka sa meteoritima i kosmičkom prašinom, sa površinom Mjeseca, planeta, atmosferom ili materijom Zemlje dobijen je niz vrijednih rezultata. Kosmogeni izotopi nose informacije o prošlim varijacijama kosmičkih zraka i solarno-zemaljskim vezama. Na primjer, korištenjem sadržaja 14 C radionuklida u prstenovima drveća, mogu se proučavati varijacije u intenzitetu kosmičkih zraka u posljednjih nekoliko hiljada godina. Koristeći druge dugovječne nuklide (10 Be, 26 Al, 53 Mn, itd.) sadržane u meteoritima, mjesečevom tlu i dubokomorskim morskim sedimentima, moguće je rekonstruirati sliku promjena u intenzitetu kosmičkih zraka u milionima godina.

Poreklo kosmičkih zraka. Zbog velike izotropije kosmičkih zraka, posmatranja u blizini Zemlje ne dozvoljavaju nam da utvrdimo gdje su nastali i kako su raspoređeni u svemiru. Radio astronomija je po prvi put odgovorila na ova pitanja u vezi sa otkrićem kosmičkog sinhrotronskog zračenja u frekvencijskom opsegu 10 7 -10 9 Hz. Ovo zračenje stvaraju elektroni vrlo velike energije (oko 10 9 -10 10 eV) kada se kreću u magnetnim poljima Galaksije. Takvi elektroni, koji su jedna od komponenti kosmičkih zraka, zauzimaju prošireno područje koje pokriva cijelu Galaksiju i naziva se galaktički oreol. U međuzvjezdanim magnetnim poljima elektroni se kreću poput drugih visokoenergetskih nabijenih čestica - protona i težih jezgara. Jedina razlika je u tome što elektroni zbog svoje male mase, za razliku od težih čestica, intenzivno emituju radio talase i tako se nalaze u udaljenim delovima Galaksije, kao indikator kosmičkih zraka.

Pored opće galaktičke sinhrotronske radio emisije, otkriveni su i njeni diskretni izvori: ljuske supernove, galaktičko jezgro, radio galaksije, kvazari, aktivna galaktička jezgra itd. Prirodno je pretpostaviti da svi ovi objekti mogu biti izvori kosmičkih zraka. Eksplozije supernove smatraju se glavnim izvorom kosmičkih zraka unutar Galaksije. Kosmičke zrake se ubrzavaju udarnim talasima koje stvaraju ove eksplozije. Maksimalna energija koju čestice mogu steći u takvim procesima je oko 10 16 eV. Osim toga, neke kosmičke zrake mogu se ubrzati do istih energija udarnim valovima koji se šire u međuzvjezdanom mediju Galaksije. Kosmičke zrake još viših energija formiraju se u Metagalaksiji; jedan od njihovih izvora mogu biti jezgra aktivnih galaksija.

Godine 1966. K. Greisen (SAD), kao i G. T. Zatsepin i V. A. Kuzmin (SSSR), predložili su da se spektar kosmičkih zraka pri energijama iznad 3 10 19 eV „odsječe“ (naglo se savije nadole) od -dugo na interakciju visokoenergetskih čestica sa kosmičkim mikrotalasnim pozadinskim zračenjem (tzv. GZK efekat). Registracija nekoliko čestica sa energijom reda 10 20 eV može se objasniti ako pretpostavimo da su izvori ovih čestica udaljeni od nas na udaljenosti ne većoj od 50 Mpc. U ovom slučaju, interakcija kosmičkih zraka sa fotonima kosmičkog mikrotalasnog pozadinskog zračenja praktički ne dolazi zbog malog broja fotona na putu čestice od izvora do posmatrača. Čini se da podaci dobijeni 2007. godine kao dio međunarodnog Auger projekta po prvi put ukazuju na postojanje GZK efekta pri energijama iznad 3·10 19 eV.

Početkom 1970-ih, proučavanje niskoenergetskih GCR-a provedeno pomoću svemirskih letjelica dovelo je do otkrića anomalne komponente kosmičkih zraka. Sastoji se od nepotpuno jonizovanih atoma He, C, N, O, Ne i Ar. U rasponu energije od nekoliko jedinica do nekoliko desetina MeV/nukleon, spektar ACR čestica se značajno razlikuje od GCR spektra: uočava se povećanje fluksa čestica, za koje se vjeruje da je povezano s ubrzanjem jona u udaru. talas na granici heliomagnetosfere i kasnija difuzija ovih čestica u unutrašnje oblasti heliosfere. Osim toga, prevalencija ACL elemenata značajno se razlikuje od odgovarajućih vrijednosti za GCR.

Prema podacima iz juna 2008. dobijenim sa svemirskog broda Voyager 1, fluks kosmičkih zraka stalno raste kako se udaljavaju od Sunčevog sistema. Ova prva informacija o kosmičkim zracima direktno iz međuzvjezdanog medija postavlja nova pitanja o izvorima i prirodi (generacijskim mehanizmima) anomalne komponente kosmičkih zraka.

Mehanizmi ubrzanja kosmičkih zraka. Eksplozije supernove smatraju se glavnim izvorom GCR-a. Zahtjevi za energetskom snagom izvora koji generiraju kosmičke zrake su vrlo visoki (generativna snaga kosmičkih zraka bi trebala biti reda veličine 3·10 33 W), tako da ih obične zvijezde u Galaksiji ne mogu zadovoljiti. Međutim, takva snaga se može dobiti od eksplozija supernove (V.L. Ginzburg i S.I. Syrovatsky, 1963).

Ako se tokom eksplozije oslobodi energija od oko 10 44 J, a eksplozije se događaju učestalošću 1 put u 30-100 godina, tada je njihova ukupna snaga oko 10 35 W, a samo nekoliko posto energije supernove eksplozija je dovoljna da obezbedi potrebnu snagu kosmičkih zraka.

Najvjerovatniji mehanizam za ubrzanje GCR-a do energije reda od 10 15 eV (a moguće i više) je kretanje ljuske izbačene tokom eksplozije supernove, koja stvara udarni val u okolnom međuzvjezdanom mediju. Difuzijsko širenje nabijenih čestica zarobljenih u procesu ubrzanja omogućava im da više puta prelaze front udarnog vala (G. F. Krymsky, 1977). Svaki par uzastopnih presjeka povećava energiju čestice proporcionalno već postignutoj energiji, što dovodi do ubrzanja čestica. Sa povećanjem broja presjeka fronta udarnog vala, povećava se i vjerovatnoća napuštanja područja ubrzanja, tako da kako se energija povećava, broj čestica opada približno prema zakonu snage, a ubrzanje se ispostavlja kao veoma efikasan, a spektar ubrzanih čestica je veoma tvrd (~ E -2). Pod određenim pretpostavkama modela, predložena shema daje maksimalnu energetsku vrijednost reda veličine 10 17 Z eV, gdje je Z naboj ubrzanog jezgra.

Među ostalim mehanizmima ubrzanja, posebno se raspravlja o ubrzanju stojećim udarnim talasom tokom rotacije neutronske zvezde sa snažnim magnetnim poljem (oko 10 12 G); maksimalna energija čestica u ovom slučaju može dostići (10 17 - 10 18) Z eV, a efektivno vreme ubrzanja može biti 10 godina. Ubrzanje čestica je moguće i u udarnim talasima tokom galaktičkih sudara. Takav događaj se može dogoditi sa učestalošću od približno 1 puta u 5·10 8 godina; maksimalna dostižna energija se procjenjuje na 3·10 19 Z eV. Proces ubrzanja udarnim talasima u mlazovima koje stvaraju aktivna galaktička jezgra dovodi do slične procjene. Najveće procjene (do energija reda 10 21 eV) mogu se dobiti u okviru modela kosmološkog porijekla eksplozija gama zraka. Razmatraju se i scenariji u kojima kosmičke zrake nastaju kao rezultat raspadanja ili poništavanja takozvanih topoloških defekata (kosmičkih struna, monopola, itd.) koji su nastali u prvim trenucima širenja Univerzuma.

Problemi i izgledi. Proučavanje kosmičkih zraka pruža vrijedne informacije o elektromagnetnim poljima u različitim dijelovima svemira. Informacija koju „zabilježe” i „prenose” čestice kosmičkih zraka na putu do Zemlje dešifriraju se proučavanjem varijacija kosmičkih zraka – prostorno-vremenskih promjena toka kosmičkih zraka pod utjecajem dinamičkih, elektromagnetnih i plazma procesa u međuzvjezdanom prostoru, unutar heliosferi (u solarnom fluksnom vjetru) iu blizini Zemlje (u Zemljinoj magnetosferi i atmosferi).

Kosmički zraci su važni za proučavanje daleke prošlosti Zemlje (klimatske promjene, evolucija biosfere itd.), kao i za rješavanje nekih praktičnih problema (na primjer, praćenje i prognoziranje svemirskog vremena, te osiguranje radijacijske sigurnosti astronauta) .

Krajem 20. i početkom 21. vijeka sve veću pažnju privlači moguća uloga kosmičkih zraka u atmosferskim i klimatskim procesima. Iako je gustoća energije kosmičkih zraka mala u poređenju sa energijom različitih atmosferskih procesa, čini se da kosmičke zrake igraju odlučujuću ulogu u nekim od njih. U Zemljinoj atmosferi na visinama manjim od 30 km, kosmičke zrake su glavni izvor stvaranja jona. Procesi kondenzacije i formiranje kapljica vode u velikoj mjeri zavise od gustine jona. Dakle, tokom smanjenja intenziteta GCR-a u području poremećaja solarnog vjetra u međuplanetarnom prostoru uzrokovanih bakljama (tzv. Forbushov efekat), naoblačenje i nivoi padavina se smanjuju. Nakon sunčevih baklji i dolaska SCR-a na Zemlju, povećava se količina oblačnosti i padavina. Ove promjene i u prvom iu drugom slučaju iznose najmanje 10%. Nakon invazije polarnih područja Zemlje velikim tokovima ubrzanih čestica sa Sunca, uočava se promjena temperature gornjih slojeva atmosfere. Kosmičke zrake također su aktivno uključene u formiranje elektriciteta grmljavine. Trenutno se intenzivno proučava uticaj kosmičkih zraka na koncentraciju ozona i druge procese u atmosferi.

Svi ovi efekti se detaljno proučavaju u okviru općenitijeg problema solarno-zemaljskih veza. Od posebnog je interesa proučavanje mehanizama ovih veza, posebno mehanizma okidača, u kojem energetski slab primarni utjecaj na nestabilan sistem dovodi do višestrukog povećanja sekundarnih efekata (na primjer, do razvoja snažnog ciklona) .

Lit.: Mirošničenko L.I. Kosmičke zrake u međuplanetarnom prostoru. M., 1973; aka. Sunčeva aktivnost i Zemlja. M., 1981; Dorman L.I. Eksperimentalne i teorijske osnove astrofizike kosmičkih zraka. M., 1975; Dorman I.V. Kosmičke zrake: Istorijski pregled. M., 1981; ona je ista. Kosmičke zrake, akceleratori i nove čestice. M., 1989; Toptygin I. N. Kosmičke zrake u međuplanetarnim magnetnim poljima. M., 1983; Murzin V.S. Uvod u fiziku kosmičkih zraka. 3rd ed. M., 1988; Astrofizika kosmičkih zraka / Uredio V. L. Ginzburg. 2nd ed. M., 1990; Klapdor-Kleingrothaus G.V., Züber K. Astrofizika elementarnih čestica. M., 2000; Kapitonov I. M. Uvod u fiziku jezgara i čestica. 3rd ed. M., 2006; Cherepashchuk A. M., Chernin A. D. Univerzum, život, crne rupe. Fryazino, 2007.

L. I. Mirošničenko.

Kosmički zraci

tok visokoenergetskih čestica, uglavnom protona, koji dolaze na Zemlju iz svemira (primarna radijacija), kao i sekundarno zračenje koje oni stvaraju u Zemljinoj atmosferi kao rezultat interakcije s atomskim jezgrima, u kojem gotovo sve poznate elementarne čestice nalaze se.

K. l. - jedinstveni prirodni izvor čestica visokih i ultravisokih energija, koji omogućavaju proučavanje procesa transformacije elementarnih čestica i njihove strukture. Uz ovo, K. l. omogućavaju otkrivanje i proučavanje velikih astrofizičkih procesa povezanih sa ubrzanjem i širenjem čestica kosmičkog zračenja u međuplanetarnom, međuzvjezdanom i možda međugalaktičkom mediju.

Većina čestica primarnog kosmičkog zračenja ima energiju veću od 109 ev (1 Gav), a energija pojedinih čestica dostiže 10 20 -10 21 ev(a možda i više). Prije stvaranja snažnih akceleratora nabijenih čestica (vidi Ubrzivači nabijenih čestica) K. l. bili jedini izvor čestica visoke energije. U K. l. Po prvi put su otkrivene mnoge do sada nepoznate elementarne čestice i dobijeni su prvi podaci o njihovim raspadima i interakcijama s atomskim jezgrama. Iako moderni akceleratori (posebno akceleratori sudarajućih zraka) omogućavaju temeljito proučavanje procesa interakcije čestica do energija od 10 11 -10 12 ev, K. l. su i dalje jedini izvor informacija o interakcijama čestica na još višim energijama.

Ogromna većina primarnih K. l. dolazi na Zemlju izvan Sunčevog sistema - iz okolnog galaktičkog prostora (Galaksije) , takozvani galaktičke kosmičke zrake, i to samo mali dio njih, uglavnom umjerene energije (GeV) , povezan sa aktivnošću Sunca, tzv. solarni K. l. Međutim, tokom perioda visoke solarne aktivnosti može doći do kratkotrajnog snažnog povećanja tokova sunčevog zračenja. u međuplanetarnom prostoru. Čestice najveće energije (>10 17 ev) su vjerovatno ekstragalaktičkog porijekla (dolaze iz Metagalaksije (vidi Metagalaksija)).

Ukupni tok energije koju donosi K. l. na Zemlju (kosmički zraci 0,01 erg od 1 cm 2 u 1 sec), izuzetno je mali u odnosu na tok sunčeve energije koji se emituje na Zemlju i uporediv je sa energijom vidljivog zračenja zvijezda. Međutim, moguće je da je u dalekoj prošlosti K. l. odigrao određenu ulogu u ubrzavanju evolucije života na Zemlji.

Na skali cijele Galaksije, prosječna gustoća energije kosmičkih zraka. sjajno (kosmičke zrake 1 eV/cm 3) - po redu gustina svih ostalih vrsta energije: gravitaciona energija (vidi gravitacija) (gravitacija), magnetna polja, kinetička energija kretanja međuzvjezdanog gasa, energija elektromagnetnog zračenja zvijezda. Stoga K. l. može imati primjetan utjecaj na evoluciju Galaksije u cjelini.

U fizici K. l. Jasno se razlikuju dva glavna područja istraživanja: nuklearno fizičko (interakcija kosmičkih zraka s materijom; generiranje, svojstva i interakcije elementarnih čestica) i kosmofizičko (sastav i energetski spektar primarnih kosmičkih zraka; stvaranje i širenje sunčevih i galaktičkih kosmičkih zraka). zraci). promjena u vremenu intenziteta kosmičkih zraka i interakcije kosmičkih zraka sa Zemljinom magnetosferom (vidi Magnetosfera Zemlje), sa solarni vetar (vidi Solarni vetar) i udarni talasi u međuplanetarnom prostoru, itd.). S razvojem akceleratorske tehnologije, polje istraživanja u prvom smjeru postepeno se pomjera prema visokim energijama. Sve dublje proučavanje bliskog svemira direktnim metodama korištenjem satelita i svemirskih raketa pomiče težište drugog smjera ka udaljenijim svemirskim objektima. Stoga su naučni rezultati dobijeni uz pomoć kosmičkih zraka, po pravilu, istraživačke, pionirske prirode i od fundamentalnog su značaja i za razvoj fizike mikrosvijeta (u području karakterističnih veličina ≤10 -13 cm), i za razvoj fizike svemira (10 8 -10 28 cm).

Otkriće i glavne faze istraživanja K. l. Postojanje K. l. osnovao je 1912. W. Hess na osnovu jonizacije molekula vazduha koje oni proizvode; povećanje jonizacije sa visinom dokazalo je njihovo vanzemaljsko porijeklo. Zapažanja tragova kosmičkih čestica. u Wilsonovoj komori (vidi Wilsonovu komoru) , postavljen u polje laboratorijskog magneta (D. V. Skobeltsyn , 1927), i njihova otklona u magnetnom polju Zemlje pomoću brojača gasnih pražnjenja podignutih u stratosferu (Vidi Stratosfera) na cilindrima (S.N. Vernov i R. Millikan, 1935-37), dokazali su da primarni kosmički zraci. predstavljaju tok nabijenih čestica, uglavnom protona (jezgra atoma vodika). Istovremeno su mjerene energije većine kosmičkih zraka. (do 15 Gav). Korištenje nuklearnih fotografskih emulzija (vidi Nuklearna fotografska emulzija) , podignut na visinu kosmičkih zraka 30 km(B. Peters et al., 1948), kao dio primarnog K. l. otkriveni su tragovi jezgara elemenata težih od vodika, sve do jezgara gvožđa ( pirinač. 1 ).

Detaljno proučavanje naelektrisanja i masa čestica sekundarnih kosmičkih zraka. doveo do otkrića mnogih novih elementarnih čestica, posebno pozitrona, miona (vidi mione), pi-mezona (vidi Pi-mezone), K-mezona (vidi K-mezone) , Λ- hiperon (vidi Hyperons) (1932-49). Godine 1932. P. Blackett i J. Occhialini prvi su otkrili u komori oblaka grupe genetski srodnih čestica kosmičkog zračenja sličnih smjerova - tzv. tuševi. U eksperimentima 1945-49 na planinskim stanicama K. l. (V.I. Veksler , N.A. Dobrotin i drugi) iu stratosferi (S.N. Vernov i drugi) ustanovljeno je da sekundarno kosmičko zračenje nastaje kao rezultat interakcije primarnih kosmičkih zraka. sa jezgrima atoma vazduha. Kasnije G. T. Zatsepin je pokazao da isti mehanizam, ali pri višim energijama (≥10 14 ev) objašnjava razvoj prethodno otkrivenog u K. l. (P. Auger , 1938) široko rasprostranjeni vazdušni pljuskovi - tokovi mnogih miliona čestica koji pokrivaju površine reda veličine 1 na nivou mora km 2 i više.

Za ispravan pristup problemu porijekla K. l. uspjesi radio astronomije odigrali su veliku ulogu (vidi Radio astronomija). Vezano za K. l. netermalna kosmička radio emisija omogućila je otkrivanje njihovih mogućih izvora. Godine 1955. V. L. Ginzburg i I. S. Shklovsky, na osnovu radio-astronomskih opservacija i energetskih procjena, prvi put su kvantitativno potkrijepili hipotezu o supernovi (vidi Supernove) kao jednom od glavnih galaktičkih izvora kosmičkih zraka.

Osnova za kosmofizički pravac istraživanja stvorena je 50-60-ih godina. široka svjetska mreža KL stanica. (preko 150), koji kontinuirano bilježe kosmičko zračenje. Mnoge stanice se nalaze visoko u planinama, na nekim stanicama se vrše podzemna osmatranja, a cilindri sa automatskim uređajima za registraciju kosmičkih zraka redovno se šalju u stratosferu.

Nove mogućnosti za direktno proučavanje osnovnog K. l. u vrlo širokom rasponu energija otkriveni su u vezi s porastom opreme za snimanje na umjetnim Zemljinim satelitima i međuplanetarnim automatskim stanicama. Konkretno, korišćenjem jonizacionog kalorimetra (vidi jonizacioni kalorimetar) Na satelitima serije Proton, prvi put je direktno izmjeren energetski spektar primarnih kosmičkih zraka. na energiju kosmičkih zraka10 15 ev(Sovjetski fizičar N.L. Grigorov i drugi, 1965-1969). Kasnije su, uz pomoć veštačkih satelita Meseca i Marsa, kao i na sovjetskom Lunohodu-1 (1970-71), vršena dugoročna merenja varijacija u sastavu i intenzitetu kosmičkih zraka izvan Zemljine magnetosfere. ,

Primarne galaktičke kosmičke zrake Geomagnetski efekti. Svi eksperimentalni podaci se slažu sa činjenicom da je tok primarnih kosmičkih zraka koji lete prema Zemlji iz Galaksije izotropan sa visokim stepenom tačnosti (kosmičke zrake 0,1%), odnosno ne zavisi od pravca. Ulazeći u Zemljino magnetsko polje, nabijene čestice kosmičkog zračenja odstupaju od svog prvobitnog smjera (kao rezultat djelovanja Lorentzove sile na njih (Vidi Lorentzova sila)). Dakle, intenzitet K. l. i njihov energetski spektar u prostoru blizu Zemlje zavise i od geomagnetskih koordinata mjesta posmatranja i od smjera dolaska kosmičkih zraka. Odbojni efekat geomagnetnog polja je jači što je ugao veći ϑ između smjera kretanja čestica i smjera linije polja, tj. što je geomagnetska širina manja φ mjesta za posmatranje. Dakle, za istu energiju čestice, odstupanje je maksimalno u ekvatorijalnim područjima, a minimalno u blizini magnetnih polova. Na ekvatoru, ova "geomagnetska barijera" ne dozvoljava protonima sa energijama manjim od kosmičkih zraka koji lete okomito na njegovu površinu da stignu do Zemlje15 Gav i jezgra sa energijom kosmičkih zraka 7.5 Gav po nukleonu (protonu ili neutronu). Sa povećanjem geomagnetske širine, prag energije čestica brzo opada ( Kosmički zraci 4 φ), a u polarnim oblastima praktično nema geomagnetne barijere. Uz redovnu ovisnost o geografskoj širini od intenziteta kosmičkih zraka. anomalije geomagnetnog polja imaju primjetan učinak (posebno u južnoatlantskoj regiji). Kao rezultat toga, distribucija intenziteta kosmičkih zraka. širom svijeta ima prilično složen karakter ( pirinač. 2 ). U polarnim područjima (φ≥ 60°), intenzitet kosmičkih zraka. na granici atmosfere je oko 0,4 čestice po 1 cm 2 u 1 sec po jedinici čvrstog ugla.

Sa povećanjem energije K. l. njihov intenzitet prvo polako, a zatim sve oštrije opada ( pirinač. 3 , A). Pri energijama 10 10 -10 15 ev protok čestica sa energijom iznad neke date energije E(integralni spektar) pada u skladu sa zakonom Kosmičke zrake E -1.7 (pirinač. 3 , b). U energetskom regionu > 10 15 ev jedini izvor informacija o energetskom spektru kosmičkih zraka. ( pirinač. 3 , f) su podaci o ekstenzivnim vazdušnim pljuskovima (vidi dole): ovaj spektar više ne može biti predstavljen jednim zakonom snage, što se može objasniti primesom metagalaktičkih kosmičkih zraka.

Više od 90% čestica primarnog K. l. od svih energija su protoni, otprilike 7% - α -čestice i samo mali dio (kosmičke zrake 1%) pada na jezgra elemenata težih od vodonika i helijuma. Uprkos tome, kerneli sa Z> 1 nose oko 50% ukupne energije kosmičkih zraka. Smanjenje prevalencije s povećanjem atomskog broja elementa u kosmičkim zracima. ide sporije nego što se tiče materije nebeskih tela u Univerzumu uopšte. Posebno sjajno u K. l. sadržaj jezgara lakih elemenata Li, Be, B čija je prirodna zastupljenost izuzetno niska (≤ 10 -7%). Postoji i višak teških jezgara ( Z≥ 6). Iz ovoga slijedi da u izvorima K. l. prevladava ubrzanje teških jezgara, a lakša jezgra nastaju zbog cijepanja teških jezgara (fragmentacija) tokom njihove interakcije sa međuzvjezdanom materijom. U periodu 1966-71, uz pomoć nuklearnih fotografskih emulzija i čvrstih detektora nabijenih čestica u kosmičkim zracima. Otkrivene su jezgre znatno teže od gvožđa - do uranijuma, a moguće i teže, a njihovi tokovi opadaju sa povećanjem Z nešto kao Z -7 - Z -8 . U najviše proučavanom energetskom regionu (>2,5 Gav po nukleonu) nuklearni sastav kosmičkog l. je kako slijedi: protoni - oko 92%, α-čestice - oko 7%, jezgra sa Z = 3-5 - oko 0,1-0,15%, s Z= 6-9 - oko 0,5% s Z= 10-15 - oko 0,1-0,15%, s Z= 16-25 - oko 0,04%, s Z = 26 (gvožđe) - 0,025%, s Z> 30- Kosmički zraci10 -5%.

Prema sadržaju u K. l. Li, Be i B, koji nisu prisutni u izvorima (ovi elementi brzo izgaraju kao rezultat termonuklearnih reakcija koje se dešavaju u zvijezdama) i koji nastaju samo kao rezultat fragmentacije, prosječne količine materije kroz koju prolaze kosmičke zrake. procijenjen je prolaz. na putu od izvora do Zemlje; ispostavilo se da je jednako 3-5 g/cm2. Odavde, ako je poznata prosječna gustina materije u Galaksiji, moguće je procijeniti put koji prolaze kosmičke zrake. u Galaksiji, i prosječni životni vijek kosmičkih zraka. (vidi dolje).

Sastav primarne K. l. također uključuje elektrone i pozitrone (kosmičke zrake1%) i fotone visoke energije - γ -kvanta (kosmičke zrake 0,01% pri energijama > 100 Mev). Uprkos neznatnom udjelu u K. l., γ Kvanti su od posebnog interesa jer, bez odbijanja magnetnih polja međuzvjezdanog prostora, omogućavaju detekciju pojedinačnih kvazi-tačkastih izvora kosmičkih zraka. Već je pronađeno oko 20 takvih izvora. Od njih, najzanimljiviji je pulsar (vidi Pulsare) NP 0532 u Rakovinoj magli, koji proizvodi potok γ -kvanta 0,1-0,5 po 1 m 2 u 1 sec i istovremeno moćan pulsirajući izvor rendgenskog zračenja. Osim toga, otkriven je difuzni tok -λ kvanta iz centra Galaksije sa intenzitetom kosmičkih zraka od 1 čestice po 1 m 2 u 1 sec po jedinici punog ugla.

Unutar Zemljine magnetosfere, na visinama ≥ 1000 km Sa zemljine površine, pored fluksa kosmičkih zraka, postoje mnogo intenzivniji tokovi protona i elektrona, zahvaćenih geomagnetnim poljem i formirajući Zemljin radijacijski pojas (Vidi Zemljine radijacijske pojaseve). Poreklo unutrašnjeg područja radijacijskog pojasa objašnjava se uglavnom obrnutim tokom (albedo) neutrona koji su izbačeni kosmičkim zracima. iz jezgara atoma koji čine Zemljinu atmosferu: neutroni se raspadaju na protone i elektrone, koji se drže u prirodnoj magnetnoj zamci (vidi Magnetne zamke) Zemljine magnetosfere.

Solar K. l. Najjače se povećava intenzitet kosmičkih zraka. u obliku nepravilnih kratkotrajnih praska povezani su s hromosferskim bakljama (vidi hromosferske baklje) na Suncu. Sa takvim bakljama, nabijene čestice se ubrzavaju. solarna plazma (vidi Plazma) elektromagnetnim poljima (očigledno na granicama sunčevih pjega), odnosno generiranjem sunčevih kosmičkih zraka. Konkretno, predložen je vrlo vjerojatan mehanizam za ubrzanje čestica električnim poljima izazvanim tokom brzog približavanja područja solarne plazme sa suprotno usmjerenim magnetnim poljima (sovjetski fizičar S.I. Syrovatsky, 1965).

Tokovi sunčevog zračenja Tokom nekih hromosferskih baklji, tokovi galaktičkih kosmičkih zraka su stotine puta veći. Tako je sa rekordnim skokom 23. februara 1956. uočeno 300-struko povećanje fluksa kosmičkih zraka. sa energijom > 3 gav,što bi moglo predstavljati ozbiljnu prijetnju sigurnosti svemirskih letova. Stoga su sistematska posmatranja hromosferskih baklji, rafala radio i rendgenskog zračenja i drugih manifestacija sunčeve aktivnosti veoma važna, koja to omogućavaju, u bliskoj vezi sa merenjima intenziteta kosmičkih zraka. predviđaju radijacionu situaciju na rutama svemirskih letova.

U prosjeku, doprinos solarnih kosmičkih zraka Ukupni intenzitet kosmičkog zračenja je nekoliko procenata.

Hemijski sastav solarnih ćelija. veoma blizak sastavu solarne atmosfere. Za razliku od galaktičkih Kosmičke zrake ne sadrže jezgra Li, Be ili B. To pokazuje da je količina materije koja prolazi kroz sunčeve kosmičke zrake izuzetno mala (g/cm2) i da se njihovo stvaranje ne može dogoditi u dubinama sunčeve atmosfere, gdje je gustina tvari je previsoka (najvjerovatnije se ubrzanje događa u gornjoj hromosferi i donjoj koroni Sunca).

Čestice solarnog kosmičkog l. U poređenju sa galaktičkim, imaju niže energije (njihov energetski spektar je mekši). Energije protona su obično ograničene na frakcije gav, i samo tokom vrlo retkih snažnih hromosferskih baklji generišu se protoni sa energijama do 100 Gav; donja granica energije snimljenih solarnih elektrona. je desetke kev(tj. blizu energije čestica sunčevog vjetra). Solar K. l. niske energije imaju značajan uticaj na stanje jonosfere (vidi Ionosfera) Zemlje na visokim geografskim širinama, uzrokujući dodatnu jonizaciju njenih nižih slojeva. To dovodi do slabljenja radio talasa, au nekim slučajevima i do potpunog prestanka kratkotalasne radio komunikacije. Podaci o distribuciji sunčevih kosmičkih zraka, njihovom energetskom spektru i ugaonoj anizotropiji omogućavaju dobijanje informacija o strukturi magnetnog polja u međuplanetarnom prostoru. Proučavanje prostornih i vremenskih varijacija (promjena) u tokovima sunčevih kosmičkih zraka. pomaže u boljem razumijevanju geofizičkih pojava kao što su geomagnetske oluje, aurore, itd.

Priroda povećanja toka sunčevog zračenja. prema Zemlji pokazuje da je u početnom periodu nakon baklje strujanje značajno anizotropno, sa svojim maksimumom usmjerenim pod uglom od približno 45° zapadno od smjera prema Suncu. Ovo je bio prvi direktni dokaz zakrivljenosti međuplanetarnih linija magnetskog polja u obliku Arhimedovih spirala (vidi Sl. pirinač. 4 ).

Modulacija galaktičkih kosmičkih zraka solarni vetar. Među periodičnim vremenskim varijacijama u intenzitetu galaktike. K. l. glavnu ulogu imaju modulacije intenziteta koje se poklapaju sa 11-godišnjim ciklusom sunčeve aktivnosti. Ove modulacije su povezane sa rasipanjem i „izmetanjem“ kosmičkih zraka. galaktičkog porijekla nejednako magnetiziranim pravilnim strujama plazme izbačenih sa Sunca brzinama od 300-500 km/sec. Takvi tokovi, zvani solarni vjetar, protežu se daleko izvan Zemljine orbite [za desetine astronomskih jedinica (vidi Astronomska jedinica) (AU); 1 a. e. ≈ 150 miliona km], postepeno se pretvara u turbulentno kretanje plazme u sloju koji graniči sa neporemećenim galaktičkim magnetskim poljem ( pirinač. 4 ). Prema podacima o posljednja dva ciklusa (1948-59 i 1959-70), intenzitet K. l. blizu granice Zemljine atmosfere tokom maksimalne solarne aktivnosti smanjuje se za 2-2,5 puta u odnosu na vrijednost karakterističnu za minimum. Na nivou mora, gdje niskoenergetske čestice ne dosežu, amplituda 11-godišnjih varijacija kosmičkih zraka. ispada da je mnogo manji ( pirinač. 5 ).

Postoje i drugi, manje izraženi tipovi galaktičkih modulacija. K. l., iz raznih razloga. To su, posebno, 27-dnevne varijacije povezane s periodom rotacije Sunca oko svoje ose, kao i solarno-dnevne varijacije povezane s rotacijom Zemlje i anizotropijom elektromagnetskih svojstava medija u kojem se kosmički zraci se šire. Sveukupnost informacija o efektima modulacije navodi većinu istraživača na zaključak da su efektivne dimenzije modulacionog područja kosmičkih zraka solarni vetar je 2-5 a. e.

Postanak i starost galaktičkog kosmosa. Glavni izvor K. l. Eksplozije supernove se razmatraju. Sa svakom takvom eksplozijom, školjka zvijezde se širi ogromnom brzinom i u plazmi nastaju udarni valovi, što dovodi do ubrzanja nabijenih čestica do energije kosmičkih zraka 10 15 ev i više. Glavni eksperimentalni argument u prilog hipotezi o poreklu kosmosa l. Od eksplozija supernove, po prvi put, direktno radioastronomsko posmatranje djelomično polarizirane radio emisije iz Rakovine magline (1957.), koja je nastala kao rezultat eksplozije u supernovi 1054, relativno blizu Sunčevog sistema. Osobine ovog zračenja su takve da ga treba pripisati sinhrotronskom zračenju (vidi Sinhrotronsko zračenje) (magnetobremsstrahlung) - zračenje brzih elektrona u magnetnim poljima, "zamrznutih" u tokove zvjezdane plazme izbačene tokom eksplozije ove supernove. Kasnije je bilo moguće posmatrati radio emisiju magnetnog kočnog zračenja iz drugih, udaljenijih maglina koje su nastale eksplozijama supernove. Dalja zapažanja su pokazala da se spektar magnetskog kočnog zračenja elektrona proteže do optičkog, rendgenskog, pa čak i γ raspona, a to je povezano s vrlo visokim energijama elektrona (do kosmičkih zraka 10 12 ev). Naravno, uz elektrone u širećim ljuskama supernova, dolazi do intenzivnog ubrzanja i teških nabijenih čestica - protona i jezgara (međutim, zbog velike mase ne doživljavaju zamjetne gubitke energije zbog zračenja u magnetskim poljima). Štaviše, što je jezgro teže, početni uslovi ubrzanja (tzv. injektiranje) mogu biti povoljniji: teška jezgra mogu biti u nepotpuno jonizovanom stanju i stoga se relativno slabo odbijaju u magnetnim poljima, što olakšava njihovo „curenje“ izvan gusta ljuska zvijezde (u kojoj je magnetsko polje visoko). Ako uzmemo u obzir prosječnu učestalost eksplozija supernove u Galaksiji općenito (jednom svakih 30-50 godina) i ukupno oslobađanje energije u svakoj eksploziji (10 51 -10 52 erg, ili 10 63 -10 64 ev) i pretpostavimo da se kosmičkim zracima 1% ove energije troši na ubrzavanje nabijenih čestica, a onda se to može objasniti kao prosječna gustoća energije kosmičkih zraka. (Kosmički zraci 1 eV/cm 3), i odsustvo uočljivih fluktuacija u toku kosmičkog l.

Još snažniji izvori kosmičkih zraka otkriveni su metodama radioastronomije. (tačnije, njihove elektronske komponente), koje se nalaze daleko izvan granica naše Galaksije. Takvi izvori su, posebno, intenzivno emituju kvazizvjezdani objekti kratkog opsega - kvazari, jezgra nekih galaksija (vidi Galaksije) , doživljava oštru ekspanziju eksplozivnog tipa, kao i radio galaksije sa svojim karakterističnim snažnim izbacivanjem materije (praćeno radio emisijom na skali čitavih galaksija).

Teške nabijene čestice ubrzane u galaktičkim izvorima zatim se šire duž složenih putanja u međuzvjezdanom prostoru, gdje su pod utjecajem slabih [(3-6)10 -6 gs] nepravilna i nehomogena magnetna polja međuzvjezdanih oblaka plazme. Nabijene čestice se "zapliću" u ova magnetna polja (čija jačina značajno raste u područjima spiralnih krakova Galaksije, istovremeno s povećanjem koncentracije međuzvjezdane plazme). Istovremeno, pokret K. l. ima prirodu difuzije, u kojoj čestice sa energijama do 10 17 -10 18 ev može se držati u našoj galaksiji desetinama miliona godina. Difuzijsko kretanje čestica kosmičkog l. uzrokuje gotovo potpunu izotropiju njihovog toka. Samo pri većim energijama radijusi zakrivljenosti putanja čestica (posebno protona) postaju uporedivi sa veličinom galaksija i dolazi do intenzivnog „curenja“ kosmičkih zraka. u metagalaktički prostor. Uprkos visokom stepenu razrjeđivanja materije, dugotrajno putovanje čestica u Metagalaksiji dovodi do gubitaka energije u novim procesima - fotonuklearnim reakcijama na pozadinsko elektromagnetno zračenje (to se naziva reliktno zračenje (vidi Reliktno zračenje)) , ostalo iz ranih faza širenja nekada vrućeg Univerzuma. Prisutnost ovog procesa uvelike smanjuje vjerovatnoću da je najenergetniji dio spektra kosmičkih zraka. zbog metagalaktičke komponente.

Fundamentalno nove mogućnosti za eksperimentalno proučavanje izvora najenergetskog dijela spektra kosmičkih zraka. (do energija 10 20 -10 21 ev) otkriveni su nakon otkrića jedinstvenih astrofizičkih objekata - pulsara. Prema modernim konceptima, pulsari su mali (kosmičke zrake 10 km u prečniku) neutronske zvijezde koje su nastale kao rezultat brze gravitacijske kompresije (gravitacijski kolaps (Vidi gravitacijski kolaps)) nestabilnih zvijezda kao što su supernove. Gravitacijski kolaps dovodi do kolosalnog povećanja gustoće tvari zvijezde (do nuklearne gustine i više), magnetnog polja (do 10 13 gs) i brzinu rotacije (do 10 3 okretaja po sec). Sve ovo stvara povoljne uslove za ubrzanje teških naelektrisanih čestica do izuzetno visokih energija kosmičkih 10 21 ev a elektrona u energije Kosmičke zrake 10 12 ev. Zaista, zapažanja su pokazala da, uz radio emisiju, pulsari emituju (s istim periodom) svjetlost, rendgenske zrake, a ponekad γ- zračenje koje se može objasniti samo procesom magnetnog kočnog zračenja vrlo brzih elektrona. Dakle, sinhrotronsko zračenje elektrona kosmičkih zraka, izazvano jakim magnetnim poljima lokalizovanim u blizini nestabilnih „vrućih” objekata – izvora kosmičkih zraka, omogućava rešavanje problema porekla kosmičkih zraka. metode opservacijske astronomije (radio astronomija, rendgenska astronomija (vidi rendgenska astronomija), gama astronomija (vidi gama astronomija)).

Važne dodatne informacije o izvorima i starosti K. l. pružiti studije nuklearnog sastava K. l. Iz malog relativnog sadržaja u K. l. Be nuclei proizlazi da radioaktivni izotop 10Be (čiji je prosječni životni vijek oko 2 miliona godina) uspijeva skoro u potpunosti da se raspadne, što daje procjenu gornje granice starosti kosmičkih zraka. 20-50 miliona godina. Procene približno istog reda (10-30 miliona godina) dobijaju se iz relativnog sadržaja grupe lakih jezgara (Li, Be, B) u celini, kao i iz prosečnog vremena potrebnog za elektrone kosmičkih zraka. za difuzno širenje od intragalaktičkih izvora do granica Galaksije. Analiza sastava superteške nuklearne komponente ( Z> 70) daje prosječnu starost K. l. ne više od 10 miliona godina.

Drugi način da se testiraju različite hipoteze o poreklu K. l. - mjerenje intenziteta K. l. u dalekoj prošlosti, posebno tokom perioda poznatih izbijanja obližnjih supernova (na primjer, izbijanja 1054.). Postoje dvije metode pomoću kojih se mogu otkriti efekti povećanja intenziteta kosmičkog zračenja. u prošlosti, ne samo kao rezultat eksplozije supernove relativno blizu Sunčevog sistema, već i kao rezultat mogućih mnogo snažnijih eksplozivnih procesa u jezgru Galaksije. Radi se o radiokarbonskoj metodi, u kojoj koncentracija izotopa 14 C u raznim godovima drveća vrlo starih stabala određuje brzinu akumulacije u atmosferi od 14 C, nastalih kao rezultat nuklearnih reakcija pod utjecajem zračenja, a meteoritska metoda, zasnovana na proučavanju sastava stabilnih i radioaktivnih izotopa meteoritne materije izložene dugotrajnom izlaganju kosmičkim zracima.Ove metode pokazuju da je prosječan intenzitet kosmičkih zraka. se relativno malo razlikovao od modernog vremena desetinama hiljada i milijardi godina, respektivno. Konstantnost intenziteta K. l. više od milijardu godina čini hipotezu o poreklu svih kosmičkih zraka malo verovatnom. tokom eksplozije jezgra naše Galaksije, koja se smatra odgovornom za formiranje galaktičkog oreola (što još nije dokazano direktnim zapažanjima).

Interakcija K. l. sa supstancom.

1. Nuklearna aktivna komponenta K-l. i stvaranje više čestica. Tokom interakcije protona i drugih jezgara primarnih kosmičkih zraka. visoke energije (Kosmičkih zraka je nekoliko Gav i iznad) s jezgrima atoma zemljine atmosfere (uglavnom dušika i kisika), jezgra se cijepaju i dolazi do rađanja nekoliko nestabilnih elementarnih čestica (tzv. višestruki procesi) , uglavnom π-mezoni (pioni) - nabijeni (π +, π -) i neutralni (π 0) sa životnim vijekom od 2,5․10 -8 sec i 0,8․10 -16 sec respektivno. Sa mnogo manjom vjerovatnoćom (5-10 puta) se rađaju K-mezoni, a sa još manjom vjerovatnoćom - hiperoni i skoro trenutno raspadajuće rezonancije. On pirinač. 6 prikazana je fotografija proizvodnje više čestica snimljena u nuklearnoj fotografskoj emulziji; čestice izlete iz jedne tačke u obliku uskog snopa. Prosječan broj sekundarnih čestica nastalih u jednoj interakciji protona (ili π-mezona) s laganim jezgrom ili jednim nukleonom takvog jezgra raste sa povećanjem energije E prvo prema zakonu moći bliskom E 1/3(do E≈ 20 Gav), a zatim (u energetskom području 2․10 10 -10 13 ev) ovaj rast usporava i bolje se opisuje logaritamskom zavisnošću. Istovremeno, indirektni podaci o raširenim pljuskovima upućuju na procese znatno veće multiplicitnosti pri energijama ≥ 10 14 ev.

Ugaoni smjer toka rođenih čestica u širokom rasponu energija primarnih i rođenih čestica je takav da komponenta momenta okomita na smjer primarne čestice (tzv. transverzalni impuls) u prosjeku iznosi 300-400 MeV/s, Gdje sa - brzina svjetlosti u vakuumu (pri vrlo visokim energijama Ečestice kada je energija mirovanja čestice mc2 može se zanemariti u poređenju sa njegovom kinetičkom energijom, impulsom čestice R = E/c; Stoga se u fizici visokih energija impuls obično mjeri u jedinicama MeV/s).

Tokom sudara, primarni protoni gube u prosjeku oko 50% svoje početne energije (istovremeno mogu doživjeti razmjenu naboja, pretvarajući se u neutrone).

Sekundarni nukleoni (protoni i neutroni) koji nastaju prilikom cijepanja jezgara i visokoenergetski nabijeni pioni nastali u sudarima također će (zajedno s primarnim protonima koji su izgubili dio energije) sudjelovati u nuklearnim interakcijama i uzrokovati cijepanje jezgara atomi zraka i višestruko formiranje piona. Prosječna udaljenost na kojoj se događa jedna nuklearna interakcija obično se mjeri specifičnom masom materijala koji se putuje; za primarne protone, kosmičke zrake su 90 g/cm 2 vazduh, odnosno kosmičke zrake 9% ukupne debljine atmosfere. Kako se atomska težina neke supstance povećava A prosječna kilometraža se postepeno povećava (otprilike kao A 1/3), dostizanje kosmičkih zraka 160 g/cm 2 za olovo. Rođenje piona događa se uglavnom na velikim visinama (20-30 km), ali se nastavlja u manjoj mjeri kroz cijelu debljinu atmosfere, pa čak i na dubini od nekoliko m tlo.

Nukleoni jezgara emitirani tijekom nuklearnih sudara i nabijeni pioni visoke energije koji nemaju vremena da se raspadnu formiraju nuklearno aktivnu komponentu sekundarnih kosmičkih zraka. Ponavljano ponavljanje uzastopnih, kaskadnih interakcija nukleona i nabijenih piona s jezgrama atoma zraka, praćeno višestrukim stvaranjem novih čestica (piona) u svakom činu interakcije, dovodi do lavinskog povećanja broja sekundarnih nuklearno aktivnih. čestica i do brzog smanjenja njihove prosječne energije. Kada energija pojedinačne čestice postane manja od 1 gav, rađanje novih čestica praktično prestaje i ostaju (po pravilu) samo procesi parcijalnog (a ponekad i potpunog) cijepanja atomskog jezgra uz emisiju nukleona relativno niskih energija. Ukupni tok čestica nuklearno aktivne komponente opada kako one prodiru dublje u atmosferu ( pirinač. 7 , kriva 1), i na nivou mora (kosmičke zrake 1000 g/cm 2) ostaje manje od 1% nuklearno aktivnih čestica.

2. Elektronsko-fotonski pljuskovi i meka komponenta sekundarne K. l. Neutralni pioni nastali tokom interakcije čestica nuklearno aktivne komponente sa atomskim jezgrima gotovo trenutno se raspadaju (zbog vrlo kratkog životnog vijeka) na dva fotona ( γ ) svaki: π°→2 γ . Ovaj proces dovodi do elektronsko-fotonske komponente kosmičkih zraka. (naziva se i mekana, odnosno lako upijajuća komponenta).

U jakim električnim poljima atomskih jezgara ovi fotoni stvaraju parove elektron-pozitron e - e + ( γ →e - +e +), a elektroni i pozitroni, zauzvrat, preko kočnog zračenja (Vidi Bremsstrahlung) emituju nove fotone (e ± →e ± + γ ) itd. Ovakvi procesi, koji su kaskadne prirode, dovode do lavinskog povećanja ukupnog broja čestica – do formiranja elektronsko-fotonske pljuskove. Razvoj elektronsko-fotonskog pljuska dovodi do brzog fragmentiranja energije π 0 na sve veći broj čestica, odnosno do brzog smanjenja prosječne energije svake čestice pljuska. Nakon maksimalnog razvoja meke komponente, postignute na visini od oko 15 km(Kosmički zraci 120 g/cm 2), dolazi do njegovog postepenog slabljenja ( pirinač. 7 , kriva 2). Kada energija svake čestice postane manja od određene kritične vrijednosti (za zrak kritična energija je oko 100 Mev), dominantnu ulogu počinju da igraju gubici energije usled jonizacije (vidi Ionizacija) atoma vazduha i Comptonovog rasejanja (vidi Comptonov efekat); povećanje broja čestica u tušu prestaje, a njegove pojedinačne čestice se brzo upijaju. Gotovo potpuna apsorpcija elektron-fotonske komponente se dešava pri relativno malim debljinama materije (posebno velike gustine); u laboratorijskim uslovima dovoljno je imati olovni ekran debljine 10-20 cm(u zavisnosti od energije čestica). Prikazan je elektronsko-fotonski pljusak snimljen u komori oblaka pirinač. 8.

Glavna karakteristika elektronsko-fotonskog tuša je promjena broja čestica sa povećanjem debljine materijala kroz koji se prolazi – tzv. kaskadna kriva ( pirinač. 9 ). Prema teoriji ovog procesa, broj čestica na maksimumu kaskadne krive je približno proporcionalan energiji izvorne čestice. Uglovi odstupanja čestica od ose pljuska određuju se rasipanjem elektrona i pozitrona, a prosječni poprečni impuls je oko 20 Mev/s.

Zajedno sa π° mezonima u kosmičkom l. Postoje i drugi izvori nastanka elektronsko-fotonskih pljuskova. To su elektroni i γ -visoki energetski kvanti (> 100 Mev) primarni K. l., kao i δ -elektroni, odnosno atomski elektroni koji su izbačeni zbog direktne električne interakcije brzo nabijenih čestica kosmičkih zraka koje prolaze kroz materiju.

Pri vrlo visokim energijama (≥ 10 14 ev) elektronsko-fotonski pljuskovi u zemljinoj atmosferi dobijaju specifičnosti rasprostranjenih atmosferskih pljuskova. Kod ovakvih pljuskova, veoma veliki broj uzastopnih kaskada množenja dovodi do snažnog povećanja ukupnog fluksa čestica (izračunatog u zavisnosti od energije u milionima, pa čak i milijardama) i do njihove široke prostorne divergencije - za desetine i stotine m od ose tuša. U raširenim vazdušnim pljuskovima blizu Zemljine površine, jedna čestica pljuska pada na otprilike nekoliko (2- 3 )Gav energije primarne čestice koja je izazvala pljusak. Ovo omogućava da se na osnovu ukupnog fluksa čestica u pljusku procijeni energija „predaka“ ovih pljuskova koji dolaze na granicu zemljine atmosfere, što se ne može učiniti direktno zbog izuzetno male vjerovatnoće da će direktno udara u osmatračnicu.

Zbog velike gustine fluksa čestica u širokom atmosferskom pljusku, emituje se relativno intenzivno usmjereno elektromagnetno zračenje i u optičkom području spektra i u radio opsegu. Optički dio sjaja određen je procesom zračenja Čerenkova-Vavilova (vidi Čerenkov-Vavilovsko zračenje) , budući da brzine većine čestica premašuju faznu brzinu svjetlosti u zraku. Mehanizam radio-emisije je složeniji; to je posebno povezano s činjenicom da magnetsko polje Zemlje uzrokuje prostorno razdvajanje tokova negativno i pozitivno nabijenih čestica, što je ekvivalentno nastanku električne struje koja se mijenja u vremenu. dipol (vidi Dipol).

3. Kosmički mioni i neutrini. Prodorna komponenta sekundarnog zračenja. Nastaje u atmosferi pod uticajem kosmičkih zraka. nabijeni pioni sudjeluju u razvoju nuklearne kaskade samo pri dovoljno visokim energijama - sve dok njihovo raspadanje u letu ne počne utjecati na njih. U gornjim slojevima atmosfere procesi raspadanja postaju značajni već pri energijama ≤ 10 12 ev.

Nabijeni božur (s energijom ≤ 10 11 ev) se raspada u mion μ ± (nabijena nestabilna čestica sa masom mirovanja m μ ≈207 ja, Gdje ja - mase elektrona i prosječnog životnog vijeka τ 0 ≈ 2․10 -6 sec) i neutrina ν (neutralna čestica sa nultom masom mirovanja). Zauzvrat, mion se raspada u pozitron (ili elektron), neutrino i antineutrino. Zato što su brzine miona (kao i svih drugih čestica kosmičkih zraka) vrlo blizu brzini svjetlosti sa, zatim, u skladu sa teorijom relativnosti, prosečno vreme pre njihovog raspada τ prilično velika - proporcionalna ukupnoj energiji E, τ = elektromagnetne interakcije)) i gube energiju uglavnom ionizacijom atoma (kosmičke zrake 2 Mev na debljini 1 g/cm 2). Stoga je fluks miona prodorna komponenta kosmičkih zraka. Čak i sa relativno umjerenom energijom kosmičkih zraka 10 Gav Mion ne samo da može proći kroz cijelu Zemljinu atmosferu (vidi. pirinač. 7 , kriva 3) , ali i da prodire duboko u Zemlju na udaljenosti od oko 20 m tlo ( pirinač. 10 ). Maksimalna dubina na kojoj su zabilježeni mioni najveće energije je oko 8600 m prevedeno u vodni ekvivalent. Zbog svoje velike sposobnosti prodiranja, upravo mioni čine „kostur“ rasprostranjenih zračnih pljuskova preko velikih (stotine m) udaljenosti od njihove ose.

Dakle, istovremeno s razvojem nuklearne kaskade opisane gore, ona je "obrasla" elektronsko-fotonskom komponentom (zbog raspada π 0), kao i (zbog raspada π + i π -) - penetrirajuća mionska komponenta ( pirinač. jedanaest ).

Visoka sposobnost prodiranja u kombinaciji s koeficijentom apsorpcije direktno proporcionalnim gustini tvari pri umjerenim energijama (desetine i stotine Gav) čini prodornu komponentu K. l. vrlo zgodan alat za podzemna geofizička i inženjerska istraživanja ( pirinač. 12 ). Mjerenje intenziteta K. l. koristeći kontra teleskop (vidi Counter telescope) u aditivima i upoređujući dobijene podatke sa poznatim krivuljama apsorpcije kosmičkih zraka. u vodi ili tlu, možete otkriti ili razjasniti položaj rudnih slojeva i šupljina, kao i izmjeriti težinsko opterećenje na tlu od konstrukcija koje stoje na njemu.

Pri energijama reda 10 12 ev i veći, zajedno sa jonizacionim gubicima energije miona, gubici energije za formiranje elektron-pozitronskih parova i kočnog zračenja, kao i za direktne interakcije sa atomskim jezgrima materije, postaju sve značajniji. Kao rezultat, na dubinama ≥ 8 km vodeni ekvivalent pod uglovima ≥ 50° u odnosu na vertikalu, ispada da je fluks kosmičkih miona zanemarljiv. Eksperimenti sprovedeni od 1964. u rudnicima Indije i Južne Afrike sa instalacijama ogromne površine omogućili su da se na ovim dubinama pod uglovima > 50° detektuje dodatni tok miona, čiji je jedini izvor mogao biti samo interakcija neutrina sa atomska jezgra materije. Ovi eksperimenti su predstavljali jedinstvenu priliku za proučavanje svojstava najprodornije - neutrina - komponente kosmičkih zraka. Najvažniji problem u ovom slučaju je proučavanje interakcije neutrina ultravisoke energije sa materijom; posebno, da bi se razjasnila struktura elementarnih čestica, od posebnog je interesa proučavati povećanje poprečnog presjeka interakcije (smanjenje „transparentnosti“ materije) sa povećanjem energije neutrina. Takav porast poprečnog presjeka interakcije neutrina utvrđen je na akceleratorima do energija od 10 10 ev. Vrlo je važno istražiti da li će se ovo povećanje poprečnog presjeka nastaviti do energija od 10 15 ev(koja odgovara karakterističnoj udaljenosti slabih interakcija 6․10 -17 cm).

Problemi i izgledi. Dalje proučavanje K. l. u laboratorijama i svemirskim stanicama nastavlja se u dva smjera. U kosmofizičkom pravcu, razjašnjava se priroda onih osnovnih procesa u kojima može doći do ubrzanja čestica do visokih i ultravisokih energija (u supernovama, pulsarima i dijelom na Suncu), kao i svojstva međuplanetarnih i međuzvjezdani medij zasnovan na varijacijama u intenzitetu kosmičkih zraka i karakteristikama njihovog sastava, ugaone i energetske distribucije. Posebno se velike nade polažu u istraživanja u oblasti rendgenske i gama-astronomije u bliskoj vezi sa radioastronomijom i astronomskim opažanjima mogućih izvora kosmičkih zraka.

Zanimljivo je i pitanje uloge neutrina kao jedne od komponenti primarnih kosmičkih zraka. pri energijama ≥ 10 20 ev. Pojavu velikih atmosferskih pljuskova tako visokih energija već je teško objasniti nabijenim česticama ubrzanim unutar naše Galaksije, a čestice intergalaktičkog porijekla ne mogu dobiti takvu energiju zbog sudara s fotonima kosmičkog mikrovalnog pozadinskog zračenja koji ispunjava Metagalaksiju. Stoga moramo uzeti u obzir mogućnost kontinuiranog povećanja neprozirnosti materije (posebno atmosferskog zraka) za tokove kosmičkih neutrina, koji bi u ovom slučaju mogli postati „preci“ najmoćnijih rasprostranjenih pljuskova.

Pokušava se konačno riješiti još uvijek nejasan problem postojanja vatrenih lopti - hipotetičkih čestica (sa masama kosmičkih zraka 3-5 gav, a ponekad i mnogo više), gotovo trenutno se raspadaju nakon svog rođenja u pojedinačne čestice (uglavnom pione) prema zakonima statističke fizike. Rasprave o stepenu primjenjivosti opisivanja višestruke proizvodnje čestica korištenjem modela hidrodinamičkog i termodinamičkog tipa, u kojima se visoko pobuđena “hadronska materija” s neograničenim brojem čestica nastalih u nuklearnim sudarima širi dok se ne raspadne na pojedinačne slobodne čestice, daleko su od preko.

Lit.: Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Poreklo kosmičkih zraka, M., 1963; Dorman L.I., Varijacije kosmičkih zraka i istraživanje svemira, M.. 1963; Dorman L.I., Mirošničenko L.I., Sunčeve kosmičke zrake, M., 1968; Dorman L.I., Smirnov V.S., Tyasto M.I., Kosmičke zrake u magnetnom polju Zemlje, M., 1971; Murzin V.S., Sarycheva L.I., Kosmičke zrake i njihova interakcija, M., 1968; Bugaev E.V., Kotov Yu.D., Rosenthal I.L., Kosmički mioni i neutrini, M., 1970; Bondarenko V.M., Upotreba kosmičkih zraka u geologiji, M., 1965. Popularna literatura: Rossi B., Kosmičke zrake, trans. sa engleskog, M., 1966; Dobrotin N. A., Kosmički zraci, M., 1963; Ždanov G. B., Čestice visoke energije, M., 1965; Ginzburg V.L., Poreklo kosmičkih zraka, M., 1968.

Kosmičke zrake su tokovi brzo naelektrisanih čestica - protona, elektrona, jezgara raznih hemijskih elemenata, koji lete u raznim pravcima u svemiru brzinom većom od 100.000 km/s. Ulazeći u Zemljinu atmosferu, čestice kosmičkih zraka sudaraju se s jezgrama atoma dušika i kisika i uništavaju ih. Kao rezultat, nastaju tokovi novih elementarnih čestica. Takve čestice rođene u atmosferi nazivaju se sekundarnim kosmičkim zracima. Sekundarne kosmičke zrake bilježe se posebnim uređajima - ionizirajućim brojačima čestica ili pomoću posebnih nuklearnih fotografskih emulzija. Primarni kosmički zraci praktično ne dopiru do Zemlje, a samo mala količina ih je registrovana visoko u planinama. Istraživanja ovih čestica provode se uglavnom izvan Zemljine atmosfere koristeći modernu svemirsku tehnologiju.

Najveći dio kosmičkih zraka koji stiže na Zemlju ima energiju veću od eV (1 eV je jednak J). Poređenja radi, ističemo da je u unutrašnjosti Sunca, gdje je materija zagrijana do temperature od 15.000.000 K, prosječna energija čestica plazme tek nešto veća od 103 eV, odnosno višestruko manja od kosmičke zraci.

Kosmičke zrake svake sekunde prodiru bukvalno u svaki kvadratni centimetar međuplanetarnog i međuzvjezdanog prostora. Površina površine 1 m2 prima u prosjeku oko 10.000 čestica u sekundi. To su uglavnom čestice relativno niske energije. Što je energija kosmičkih čestica veća, one su manje uobičajene. Dakle, čestice sa veoma velikom energijom koja prelazi eV padaju u proseku jednom godišnje na površinu od 1 m2.

Čestice sa fantastičnom energijom u eV izuzetno su rijetke. Odakle su uspjeli dobiti tako veliku energiju ostaje nepoznato.

Više od 90% primarnih kosmičkih zraka svih energija su protoni, oko 7% je od -čestica (jezgra atoma helijuma), oko 2% je iz jezgara atoma težih od helijuma, a oko 1% je od elektrona.

Po svojoj prirodi kosmičke zrake dijele se na solarne i galaktičke.

Sunčeve kosmičke zrake imaju relativno nisku energiju i formiraju se uglavnom tokom sunčevih baklji (vidi Sunčeva aktivnost). Ubrzanje čestica ovih kosmičkih zraka događa se u hromosferi i koroni Sunca. Tokovi sunčevih kosmičkih zraka nakon posebno jakih sunčevih baklji mogu predstavljati ozbiljnu opasnost od zračenja za astronaute.

Primarne kosmičke zrake koje dolaze izvana u Sunčev sistem nazivaju se galaktičkim. Oni se kreću u međuzvjezdanom prostoru po prilično zamršenim putanjama, neprestano mijenjajući smjer leta pod utjecajem magnetskog polja koje postoji između zvijezda naše Galaksije.

Crtež (vidi original)

Elektroni koji sačinjavaju kosmičke zrake postepeno se usporavaju u magnetnom polju, gubeći energiju da emituju radio talase. Ova vrsta zračenja naziva se sinhrotronsko zračenje. Snimaju ga radio-teleskopi. Posmatrajući ga, moguće je identificirati područja povećane koncentracije kosmičkih zraka. Pokazalo se da su kosmičke zrake koncentrisane uglavnom u disku naše Galaksije, debljine nekoliko hiljada svetlosnih godina (blizu ravni Mlečnog puta). Ukupna energija svih kosmičkih zraka u ovom sloju mjeri se džinovskom figurom - J.

Glavni izvor kosmičkih zraka u međuzvjezdanom prostoru su očigledno eksplozije supernove. Nije slučajno da ostaci supernove emituju snažno sinhrotronsko zračenje. Brzo rotirajuće magnetizirane neutronske zvijezde također doprinose. Sposobni su prenijeti visoke energije nabijenim česticama. Veoma moćni izvori kosmičkih zraka mogu biti aktivna galaktička jezgra, kao i radio-galaksije sa svojim karakterističnim izbacivanjem materije, praćeno veoma moćnom radio emisijom.

Dobivši veliku energiju, čestice kosmičkih zraka lutaju po Galaksiji u raznim pravcima desetinama miliona godina prije nego što izgube energiju u sudarima s atomima razrijeđenog međuzvjezdanog plina.

Proučavanje kosmičkih zraka jedna je od najfascinantnijih grana astrofizike. Posmatranja kosmičkih zraka (njihova direktna registracija, analiza sinhrotronskog zračenja ili efekata njihove interakcije sa okolinom) omogućavaju nam da bolje razumemo mehanizme oslobađanja energije tokom različitih kosmičkih procesa i da razjasnimo fizička svojstva međuzvjezdanog medija ispod kontinuirani uticaj kosmičkih zraka. Zapažanja su važna i za proučavanje fizike onih elementarnih čestica koje nastaju pri interakciji kosmičkih zraka sa materijom. Značajan doprinos ovoj grani fizike dala su istraživanja provedena korištenjem svemirskih letjelica, uključujući i one lansirane 60-ih godina. u SSSR-u četiri teška protonska satelita.