Kosminės spinduliai labiausiai energiją

Kosminės spinduliai labiausiai energiją

Ar yra dalelių, iš kosmoso į Žemę, energijos riba?

Borisas Аркадьевич Хренов,
fizikos ir matematinių mokslų daktaras, Branduolinės fizikos tyrimų institutas. D. V. Скобельцын МГУ. M. V. Ломоносова

"Mokslas ir gyvenimas" № 10, 2008

Praėjus beveik šimtai metų nuo kosminių spindulių atradimo momento – srautų dalelių, susidarančių iš Visatos gelmių. Nuo tada atsirado daug su kosminės spinduliu susijusios atradimų, tačiau lieka daug daugiau paslapčių. Vienas iš jų, galbūt labiausiai intriguojantis: kur gaunamos dalelių, kurių energija yra daugiau nei 1020 eV, tai yra beveik milijardas trilijonų elektronų-voltų, milijoną kartų didesnių nei bus gautas galingiausias greitintuvo – Didžiojo Hadrono kolektorius? Kokios jėgos ir laukai išsklaido daleles tokioms didžiulėms energijos šaltiniams?

Kosminius spindulius atrado 1912 m. Austrijos fizikas Viktoras Hessas. Jis buvo Vienos Radijo instituto narys ir atliko jonizuotų dujų tyrimus. Tuo metu jie jau žinojo, kad visos dujos (ir ypač atmosfera) visada buvo šiek tiek jonizuotos, o tai parodė, kad radioaktyvios medžiagos (pavyzdžiui, radžio) buvimas dujose arba šalia prietaiso, matuojant jonizaciją, greičiausiai yra žemės dugne.Bandymai su jonizacijos detektoriaus kilimu balionu buvo suprasti, kad išbandyti šią prielaidą, nes dujų jonizacija turėtų sumažėti atstumu nuo žemės paviršiaus. Atsakymas pasirodė priešingas: Hessas atrado tam tikrą radiacijos tipą, kurio intensyvumas išaugo. Tai leido manyti, kad jis ateina iš kosmoso, bet po daugelio eksperimentų galėjo įrodyti netiesioginę spindulių kilmę (Nobelio premija V. Hessas buvo įvertintas tik 1936 m.). Prisiminkite, kad terminas "spinduliavimas" nereiškia, kad šie spinduliai yra grynai elektromagnetinio pobūdžio (pvz., Saulės spinduliai, radijo bangos ar rentgeno spinduliai); jis buvo naudojamas atrandant reiškinį, kurio pobūdis dar nebuvo žinomas. Ir nors netrukus tapo aišku, kad pagrindinė kosminių spindulių sudedamoji dalis – pagreitintos įkraunamos dalelės, protonai, terminas yra išsaugotas. Naujo reiškinio tyrimas greitai pradėjo duoti rezultatų, kurie dažniausiai priskiriami "mokslo pažangiausioms sritims".

Labai didelės energijos kosminių dalelių atradimas nedelsiant (ilgai prieš generuojant protonų greitintuvą) iškėlė klausimą: koks mechanizmas yra įkraunamų dalelių pagreitėjimas astrofizikiniams objektams? Šiandien mes žinome, kad atsakymas pasirodė ne trivialus: natūralus,"Kosmoso" akceleratorius iš esmės skiriasi nuo žmogaus sukurtų greitintuvų.

Netrukus paaiškėjo, kad kosminiai protonai, sklindantys per medžiagą, sąveikauja su atomų branduoliais, dėl to atsiranda anksčiau nestabilios elementariosios dalelės (jos buvo pastebimos daugiausia Žemės atmosferoje). Tyrimo apie jų gimimo mechanizmą atvėrė vaisingą būdą elementariųjų dalelių sistemingumui kurti. Laboratorijoje protonai ir elektronai išmoko pagreitinti ir gauti didžiulius srautus, nepalyginamai tankesni nei kosminės spinduliuotės. Galiausiai, eksperimentai buvo susiję su dalelių, gaunančių energiją greitintuvais, sąveika, sukūrus šiuolaikinį mikrobranduolio vaizdą.

1938 m. Prancūzų fizikas Pierre'as Auger'is atrado neįtikėtiną reiškinį – antrinių kosminių dalelių lietus, susidarančios dėl pirminių protonų ir labai didelio energijos branduolių sąveikos su atomų branduoliais atmosferoje. Pasirodo, kad kosminių spindulių spektre yra dalelių, kurių energija yra apie 1015-1018 eV – milijonus kartų dalelių energija pagreitinta laboratorijoje. Akademikas Dmitrijus Vladimirovichas Skobelcinas ypatingą reikšmę priskyrė tokių dalelių tyrinėjimui ir iškart po karo 1947 m. Kartu su artimiausiais kolegomis G. T. Zatsepinu ir N. A.Dobrotinas surengė išsamią antrinių dalelių kaskadų atmosferoje tyrimą, vadinamą ekstensyvais oro dušu (EAS). Pirmųjų kosminių spindulių tyrimų istoriją galima rasti N. Dobrotino ir V. Rossi knygose. Laikui bėgant mokykla D.V. Skobelcina išaugo į vieną iš stipriausių pasaulyje ir daugelį metų apibūdino pagrindines kosminių spindulių ultravioletinių energijos šaltinių tyrimo kryptis. Jos metodai leido išplėsti tiriamų energijos asortimentą nuo 109-1013 eV, registruotas balionuose ir palydovuose, iki 1013-1020 eV Šie tyrimai išskyrė du aspektus ypač patraukliai.

Pirma, tapo įmanoma panaudoti gamtos sukurtus didelės energijos protonus, kad ištirtų jų sąveiką su atomų atmosferos branduoliais ir iššifruotų geriausią elementariųjų dalelių struktūrą.

Antra, tapo įmanoma rasti objektus erdvėje, galinčioje pagreitinti daleles iki itin didelės energijos.

Pirmasis aspektas pasirodė esąs ne toks vaisingas kaip jis turėtų būti: iš elementariųjų dalelių tikslios struktūros tyrimas reikalauja daug daugiau protonų sąveikos, nei galima gauti kosminius spindulius.Tuo pačiu metu svarbus indėlis į mikrobrandų koncepciją buvo atliktas tiriant labiausiai paplitusių protonų sąveikos charakteristikų priklausomybę nuo jų energijos. Būtent EAS tyrimo metu nustatyta, kad antrinių dalelių kiekio ir jų energijos pasiskirstymo priklausomybė nuo pirminės dalelės, susietos su elementariųjų dalelių kvarkio gliuono struktūra, priklauso nuo savybių. Šie duomenys vėliau buvo patvirtinti eksperimentuose dėl greitintuvų.

Šiandien sukuriami patikimi kosminių spindulių sąveikos modeliai su atmosferos atominiais branduoliais, kurie leido ištirti energijos spektrą ir jų pirminių dalelių, kurių didžiausia energija, sudėtį. Tapo aišku, kad kosminiai spinduliai į galactic dinamika yra ne mažiau svarbus nei jo srityje ir tarpžvaigždinių dujų srautų: specifinis energijos kosminiai spinduliai, dujų ir magnetinis laukas yra maždaug lygi 1 EV cm3. Su šia energijos balanso tarpžvaigždinės terpės tai natūralu manyti, kad kosminės spinduliuotės dalelės pagreitis atsiranda, greičiausiai tų pačių objektų, kurie yra atsakingi už dujų ir šilumos išleidimo, pavyzdžiui, naujų ir supernovos žvaigždės su jų sprogimo.

Krabų turbulencija, tiriama spinduliuose su skirtingais bangos ilgiais. Mėlyna spalva – rentgeno spinduliai (NASA, Chandra rentgeno spindulių observatorija), žalia – optinis diapazonas (NASA, Hablo observatorija), raudona – infraraudonoji spinduliuotė (ESA, Spitzer Observatorija). Vaizdas: "Mokslas ir gyvenimas"

Pirmasis kosminių spindulių pagreičio mechanizmas, kurį Enrico Fermi pasiūlė protonams, atsitiktinai susidūręs su įmiršyti tarpžvaigždinės plazmos debesimis, bet negalėjo paaiškinti visų eksperimentų duomenų. 1977 m. Akademikas Germogenas Filippovičius Krymskis parodė, kad šis mechanizmas turėtų pagreitinti dalelių susikaupimą ant viršutinės spinduliuotės smūginės bangos, kurių greitis yra daug didesnis nei debesų greičiai. Šiandien patikimai įrodyta, kad kosminių protonų ir branduolių spartinimo mechanizmas supernovų kriaukose yra smūgio banga. Tačiau dauginimasis laboratorijoje vargu ar pavyks: pagreitis yra santykinai lėtas ir reikalauja didžiulių energijos sąnaudų, kad būtų laikomos pagreitintos dalelės. Supernovos kriauklėse šios sąlygos egzistuoja dėl paties sprogimo pobūdžio. Pažymėtina, kad kosminių spindulių pagreitis vyksta unikaliu astrofiziniu objektu,kuri yra atsakinga už sunkiųjų branduolių (sunkesni negu helio) sintezę, faktiškai esančias kosminiuose spinduliuose.

HESS įdiegimas Namibijoje. Vaizdas: "Mokslas ir gyvenimas"

Mūsų galaktikoje žinoma, kad kelios supernovos yra mažesnės kaip tūkstantis metų, kurie buvo pastebėti plika akimi. Geriausiai žinomi Krabo ūkai žvaigždyno Jautis ("Krabas" yra Supernovos protrūkio likutis 1054 m., Pažymėtas rytinėse kronikose), Cassiopeia-A (pastebėtas astronomo Tycho Brahe 1572 m.) Ir Keplerio supernovos žvaigždynas Ophiuchus (1680 m.). Šiuo metu jų korpusų skersmenys yra 5-10 šviesos metų (1 metai = 1016 m), tai yra, jie plečiasi gretimi apie 0,01 greičio šviesos ir yra maždaug dešimt tūkstančių šviesos metų nuo Žemės. Optinių, radijo, rentgeno spindulių ir gama spindulių viršūnių ("nebilvelių") kriaukles stebėjo Chandra, Hablo ir Spitzerio kosminiai observatorijos. Jie patikimai parodė, kad elektronų ir protonų pagreitis iš tiesų pasitaiko korpusuose, kartu su rentgeno spinduliais.

Užpildykite žvaigždžių erdvę kosminiais spinduliais, matuojamais konkrečia energija (~ 1 eV / cm3), gali būti maždaug 60 Supernovas liekanų, jaunesnių nei 2000 metų, o mažiau nei dešimt iš jų yra žinomi. Šis trūkumas paaiškinamas tuo, kad "Galaxy" plokštumoje, kur koncentruojasi žvaigždės ir "Supernova", įskaitant daug dulkių, kurios neperduoda šviesos stebėtojui Žemėje. Rentgeno spindulių ir gama spindulių stebėjimai, kurių dulkių sluoksnis yra skaidrus, leido išplėsti stebimų "jaunų" supernovos lukštų sąrašą. Paskutinis iš šių naujai aptiktų lukštų buvo "Supernova G1.9 +0.3", kuris stebimas su "Chandra" rentgeno spindulių teleskopu nuo 2008 m. Sausio mėn. Jos apvalkalo dydžio ir greičio apskaičiavimai rodo, kad jis užsidegė apie 140 metų, tačiau optinio diapazono jis nebuvo matomas dėl to, kad dulkėtas galaktikos sluoksnis visiškai absorbavo jo šviesą.

Krabo gama-kvantų energetinis spektras, matuojamas HESS vienetu (tiesia linija artėja prie šio spektro). Gama spindulių srautas, kurio slenkstinė energija yra 1 TeV, yra (2.26 ± 0.08) × 10-11 žr-2· Su-1. Vaizdas: "Mokslas ir gyvenimas"

Duomenys apie Supernovos sprogimą mūsų Paukščių Tako galaktikoje papildyti turtingesniais statistiniais duomenimis apie supernovus kitose galaktikose.Tiesioginiai pagreitintų protonų ir branduolių buvimo įrodymai yra gama spinduliuotė su dideliu fotonų energija, susidariusi dėl neutralių pionų, protonų (ir branduolių) sąveikos su šaltinio medžiaga, sulėtėjimo. Tokie didelio energijos fotonai yra stebimi su teleskopais, kurie užfiksuoja Vavilovo-Čerenkovo ​​švytėjimą, kurį skleidžia antrinės EAS dalelės. Pažangiausias šio tipo instrumentas yra šešių teleskopų įrengimas, sukurtas bendradarbiaujant su HESS Namibijoje. Pirmiausia buvo išmatuotas krabų gama spinduliavimas, o jo intensyvumas buvo intensyvumo kitiems šaltiniams matas.

Gautas rezultatas ne tik patvirtina, kad supernovoje yra protonų ir branduolių pagreitinimo mechanizmas, bet ir įmanoma įvertinti pagreitintų dalelių spektrą: "antrinių" gama-kvantų spektrai ir "pirminiai" protonai ir branduoliai yra labai artimi. Krabo magnetinis laukas ir jo dydis leidžia protonams pagreitinti iki 10 energijos15 eV Kosmoso spinduliuotės dalelių spektrai šaltinyje ir tarpžvaigždinėje terpėje yra šiek tiek kitokie, nes dalelių, išeinančių iš šaltinio, ir dalelių galiojimo laikas galaktikoje priklauso nuo dalelių energijos ir krūvio.Energijos spektro ir kosminių spindulių, išmatuotų Žemėje su spektru ir sudėtimi šaltinyje, palyginimas leido suprasti, kiek laiko dalelės slysta tarp žvaigždžių. Žemės kosminės spinduliuotės ličio, berilio ir boro branduoliai pasirodė esąs daug didesni už šaltinį – jų papildomas kiekis susidaro dėl sunkesnių branduolių sąveikos su tarpžvaigždinės dujomis. Įvertinę šį skirtumą, mes apskaičiavo sumą X per kurią praeina kosminiai spinduliai, klajojantys tarpžvaigždinėje terpėje. Branduolinėje fizikoje masės kiekis, kurį dalelė susiduria savo kelyje, matuojamas g / cm2. Taip yra dėl to, kad norint apskaičiuoti dalelių srauto sumažėjimą susidūrus su medžiagos branduoliais, būtina žinoti dalelių susidūrimo su branduoliais, turinčių skirtingo skerspjūvio ploto (skerspjūvio) dalelę į dalelės kryptį, skaičių. Išreiškiant medžiagos kiekį šiuose vienetuose, visiems branduolims gaunama viena matavimo skalė.

Pasak EGRET palydovo, galaktikos koordinačių gama spinduliuotės, kurios energija yra 1-10 GeV, pasiskirstymas. Vaizdas: "Mokslas ir gyvenimas"

Rasta eksperimento vertė X ~ 5-10 g / cm2 leidžia įvertinti gyvenimo trukmę t kosminiai spinduliai tarpžvaigždinėje terpėje: tXckur c – dalelių greitis maždaug lygus šviesos greičiui, ρ ~ 10-24 g / cm3 – vidutinis tarpžvaigždinės terpės tankis. Taigi kosminių spindulių gyvenimo trukmė yra apie 108 metai Šis laikas yra daug ilgesnis už greičio judančią dalelę su tiesia linija nuo šaltinio iki Žemės (3 · 104 metų labiausiai nutolusiuose šaltiniuose priešais Galaktikos pusę). Tai reiškia, kad dalelės nesikeičia tiesia linija, bet patirties sklaidos. Chaotiški galaktikų magnetiniai laukai su indukcija B ~ 10-6 gauss (10-10 Tesla) perkelkite juos aplink apskritimą su spinduliu (gyroradius) R = E/3 × 104 B kur R m E – dalelių energija eV, B – magnetinė indukcija gauss. Esant vidutinei dalelės energijai E < 1017 EV, gautas Supernovos spartintuvuose, pasirodo esant gerokai mažesnis nei Galaxy dydis (3 · 1020 m).

Maždaug tiesine linija iš šaltinio atsiras tik dalelės su energija. E > 1019 eV Todėl EAS dalelių, kurių energija yra mažesnė nei 10, kūrimo kryptis19 eV nenurodo jų šaltinio. Šiame energetikos regione viskas, kas išlieka, yra stebėti protonų ir kosminių spindulių branduolių generuojamą šalutinę spinduliuotę. Galima stebėti gama spinduliuotės energijos (E < 1013 eV) duomenys apie jo kvantų atvykimo kryptį įtikinamai parodo, kad kosminiai spinduliai išskiria objektus, sutelktus mūsų galaktikos plokštumoje. Taip pat yra koncentruotos tarpžvaigždinės medžiagos, su kuriomis sąveikauja kosminių spindulių dalelės, generuojant antrinę gama spinduliuotę.

Dalelių detektoriaus observatorija Pierre Auger. Vaizdas: "Mokslas ir gyvenimas"

Kosminių spindulių idėja kaip "vietinis" galaktikos reiškinys pasirodė esanti tik vidutinių energijos dalelių atžvilgiu. E < 1017 eV Galaktikos apribojimai pagreitinti ir laikyti ypač didelės energijos daleles buvo įtikinamai parodyti kosminių spindulių energijos spektro matavimų eksperimentuose.

1958 metais, Džordžas B. Christiansen ir vokiečių Viktorovičiaus Kulikov atrado energetikos spektro kosminių spindulių drastiškų pokyčių ne energijų 3 x 10 tam15 eV Kai energija yra mažesnė už šią vertę, eksperimentiniai duomenys apie dalelių spektrą paprastai pateikiami "galingoje" formoje, taigi dalelių N kai tam tikra energija E buvo laikoma atvirkščiai proporcinga dalelės energijai laipsniu γ: N(E) = a/Eγ (γ yra spektro diferencinis indikatorius). Iki energijos 3 · 1015 eV indikatorius γ = 2,7, bet, pereinant prie didelės energijos, energijos spektras patiria "pertrauką": energijai E > 3·1015 eV γ tampa 3,15. Šis spektro pokytis natūraliai susijęs su pagreitintų dalelių energijos požiūriu į maksimalią galimą vertę, apskaičiuotą pagreičio mechanizmui supernovoje. Pirminių dalelių branduolinė sudėtis energijos srityje 10 sako už šio spektro kaklo paaiškinimą.15-1017 eV Patikimiausia informacija apie tai yra kompleksiniai EAS įrenginiai – "MGU", "Tunka", "Tibetas", "Kaskados". Su jų pagalba gaunama ne tik informacija apie pirminių branduolių energiją, bet ir parametrus, priklausomai nuo jų atominių skaičių, dušo "pločio", elektronų ir miuonų skaičiaus santykį, tarp labiausiai energingų elektronų skaičiaus ir jų bendro skaičiaus. Visi šie duomenys rodo, kad didėjant pirminių dalelių energijai iš kairiojo spektro krašto iki pertraukos į energiją po pertraukos, jų vidutinė masė didėja. Toks dalelių masės sudėties pasikeitimas yra suderinamas su supernovoje esančių dalelių pagreičio modeliu – jis ribojamas iki didžiausios energijos, priklausančios nuo dalelių krūvio. Protonams ši didžiausia energija yra apie 3 · 1015 eV ir didėja proporcingai pagreitintos dalelės (šerdies) krūviui, todėl geležies branduoliai efektyviai pagreitina iki ~ 1017 eV Dalelių srautų intensyvumas, viršijantis maksimalią energiją, sparčiai mažėja.

Atmosferos fluorescencijos detektorius: šeši teleskopai mato atmosferą lauko žvilgsniu 0-30 ° aukštyje virš horizonto ir žvilgsnio lauke 0-180 ° azimutu. Vaizdas: "Mokslas ir gyvenimas"

Tačiau dar didesnės energijos dalelių registracija (~ 3 · 1018 eV) parodė, kad kosminių spindulių spektras ne tik nesibaigia, bet grįžta į formą, stebimą prieš pertrauką!

Energijos spektro matavimas "itin aukštos" energijos srityje (E > 1018 eV) yra labai sunku dėl nedidelio tokių dalelių skaičiaus. Norėdami stebėti šiuos retus įvykius, būtina sukurti EAS dalelių srauto detektorių tinklą ir jų sukuriamą Vavilovo-Čerenkovo ​​spinduliuotę bei jonizacinę spinduliuotę (atmosferos fluorescenciją) per šimtus ar net tūkstančius kvadratinių kilometrų. Tokiems dideliems, sudėtingiems įrenginiams parenkamos tik ribotos ekonominės veiklos vietos, bet ir galimybė užtikrinti patikimą daugybės detektorių veikimą.Tokios patalpos buvo pastatytos dešimtys kvadratinių kilometrų (Jakutskas, Havera parkas, Akeno), tada šimtai (AGASA, "Fly's Eye", HiRes) ir, pagaliau, įrengiami tūkstančiai kvadratinių kilometrų (Pierre'o Augerio observatorija Argentinoje, Teleskopinis montavimas Jutoje, JAV).

Dezotorių buvimo vietos žemėlapis Piero Augerio observatorijoje Mendosos provincijoje, Argentinoje. Taškai – dalelių detektoriai. Keturi atmosferos fluorescenciniai detektoriai yra taškuose, kuriuose yra vardai geltona stačiakampiai. Daugiau nei tūkstantis dalelių detektorių užima 3 tūkst. Km pločio2 1,5 km atstumu tarp detektorių. Keturi fluorescenciniai detektoriai "žiūri" atmosferą toje pačioje srityje. Gamyklos statyba baigiasi 2008 m. Vaizdas iš www.auger.org.ar

Kitas žingsnis ultravioletinių energijos kosminių spindulių tyrime bus EAS įrašymo į atmosferos fluorescenciją erdvėje stebėjimo metodo kūrimas. Bendradarbiaujant su keliomis Rusijos valstybėmis, sukurtas pirmasis EAS erdvių detektorius, TUS projektas. Manoma, kad dar vienas toks detektorius turi būti įrengtas Tarptautinėje kosminėje stotyje MKS (projektai JEM-EUSO ir КЛВВЭ).

Kosmoso detektorius TUS stebės ultragarso energijos EAS iš Žemės orbitos. Vaizdas: "Mokslas ir gyvenimas"

Ką šiandien mes žinome apie ultravioletinius kosminius spindulius? Apatiniame paveikslėlyje parodytas kosminių spindulių energetinis spektras, kurio energija viršija 1018 eV, gautas pastarosios kartos įrenginiuose (HiRes, Pierre Auger Observatorija), kartu su duomenimis apie mažesnių energijų kosminius spindulius, kurie, kaip buvo parodyta pirmiau, priklauso Paukščių takų galaktikai. Galima pastebėti, kad energija yra 3 · 1018-3·1019 eV diferencijuotojo energijos spektro indeksas sumažėjo iki 2,7-2,8 vertės, tiksliai to, kas stebimas galaktikų kosminiams spinduliams, kai dalelių energija yra daug mažesnė už didžiausią įmanomą galaktikų greitintuvams. Ar tai nereiškia, kad esant ultrahigh energijoms pagrindinis dalelių srautas yra sukurtas extragalactic kilmės greitintuvais, kurių didžiausia energija yra daug didesnė už galaktiką? Galaktinių kosminių spindulių spektro kaktas rodo, kad neegalaktinių kosminių spindulių įtaka dramatiškai keičiasi, kai kyla iš vidutinio stiprumo regionų 1014-1016 eV, kur jis yra maždaug 30 kartų mažesnis už galaktikos indėlį (spektrą, nurodytą paveiksle su punktyrine linija) į ultrahigh energies regioną, kur jis tampa dominuojantis.

Pastaraisiais dešimtmečiais sukaupta daugybė astronominių duomenų apie neegalaginius objektus, galinčius pagreitinti įkraunamas daleles iki daug daugiau nei 1019 eV Akivaizdu, kad objektas yra dydis D gali paspartinti dalelių energiją E, yra šio magnetinio lauko B buvimas tokiu būdu, kad dalelės giroradijus yra mažesnis D. Kandidatų šaltiniai yra radijo galaktikos (skleidžiančios stiprią radijo emisiją); aktyvių galaktikų, turinčių juodųjų skylių, branduoliai; susiduriančios galaktikos. Visi juose yra dujų (plazmos) purkštukų, judančių didžiuliu greičiu, artėjančiu prie šviesos greičio. Tokie purkštukai vaidina šoko bangas, reikalingas greitintuvo veikimui. Norint įvertinti jų indėlį į stebimą kosminių spindulių intensyvumą, reikia atsižvelgti į šaltinių pasiskirstymą atstumu nuo Žemės ir dalelių energijos praradimą tarpgalaktinėje erdvėje. Prieš atradus fono kosminę radijo emisiją, tarpgalaktikos erdvė atrodė "tuščia" ir skaidri ne tik elektromagnetinei spinduliuotei, bet ir ultravioletinių energijos dalelėms.Pagal astronominius duomenis dujų tankis tarpgalaktinėje erdvėje yra toks mažas (10-29 g / cm3), kad net per didelius atstumus šimtus milijardų šviesos metų (1024 m) dalelės neatitinka atominių dujų branduolių. Tačiau kai pasirodė, kad Visata yra pripildyta mažai energijos fotonų (apie 500 fotonų / cm3 su energija Ef ~10-3 eV), likusios po Didžiojo sprogimo, tapo aišku, kad protonai ir branduoliai yra daugiau energijos E ~5·1019 eV, Greiseno-Zatsepino-Kuzmino (GZK) riba, turi sąveikauti su fotonais ir prarasti daugiau nei dešimtis milijonų šviesos metų kelyjeapiedauguma jų energijos. Taigi, didžioji Visatos dalis, esanti daugiau nei 10 atstumu7 šviesos metais, nutolę nuo mūsų, pasirodė neprieinamas stebėjimui spinduliuose, kurių energija yra didesnė nei 5 · 1019 eV Naujausi eksperimentiniai duomenys apie ultravioletinių energijos kosminių spindulių spektrą (HiRes instaliacija, Pierre Auger observatorija) patvirtina, kad egzistuoja ši energijos riba dalelių, stebimų iš Žemės.

Eksperimentiniai duomenys apie kosminių spindulių energijos spektrą daugelyje pirminės dalelių energijos. Siekiant kompaktiško duomenų pateikimo, dalelių srauto diferencinis intensyvumas padauginamas iš E3. Vaizdas: "Mokslas ir gyvenimas"

Kaip matyti, itin sunku ištirti ultravioletinių energijos kosminių spindulių kilmę: dauguma galimų kosminių spindulių šaltinių iš aukščiausių energijų (viršijančių GZK ribą) yra tokios toli, kad dalelės jų keliu į Žemę praranda energijos, gautos šaltinyje. Ir kai energija yra mažesnė nei GZK riba, dalelių nukrypimas galaktikos magnetiniu lauku vis dar yra didelis, o dalelių atvykimo kryptis vargu ar ne rodys šaltinio vietą dangaus sferoje.

Ieškodami itin didelių energijos šaltinių, kosminių spindulių, jie naudoja eksperimentiniu būdu išmatuotą dalelių atvykimo krypties koreliacinę analizę su pakankamai didelėmis energijomis, tokiu būdu, kad galaktikos laukai šiek tiek nukrypsta dalelių nuo krypties iki šaltinio. Antrosios kartos įrenginiai dar nepateikė įtikinamų duomenų apie dalelių atvykimo krypties koreliaciją su specialios klasės astrofizinių objektų koordinatėmis. Naujausi Pierre'o Augerio observatorijos duomenys gali būti laikomi viltimi gauti artimiausiais metais duomenis apie AGN tipo šaltinių vaidmenį kuriant intensyvius dalelių srautus, kurių energija yra GZK ribos tvarka.

Retiliistinių dujų srautas išmetamas iš elipsės galaktikos M87.Vaizdas: "Mokslas ir gyvenimas"

Įdomu tai, kad "AGASA" įrenginyje buvo nurodymų, kad yra "tuščių" kryptys (tokios, kuriose nėra žinomų šaltinių), iš kurių stebėjimo metu atvyksta dvi ir net trys dalelės. Tai sukėlė didžiulį kosmologijos srities fizikų – Visatos kilmės ir vystymosi mokslą, kuris yra neatskiriamai susijęs su elementariųjų dalelių fizika. Pasirodo, kad kai kuriuose mikrografo struktūros ir Visatos vystymosi modeliuose ("Didžiojo sprogimo teorijoje") numatoma išlaikyti šiuolaikinėje visatoje didžiąsias masės daleles, kurių masė yra maždaug 1023-1024 eV, kurio medžiaga turėtų sudaryti ankstyvoje Didžiojo sprogimo stadijoje. Jų pasiskirstymas Visatoje nėra labai aiškus: jie gali būti arba tolygiai pasiskirstyti erdvėje, ar "traukti" į masyvius Visatos kraštus. Jų pagrindinis bruožas yra tas, kad šios dalelės yra nestabilios ir gali suskaidyti į lengvesnes, įskaitant stabilius protonus, fotonus ir neutrinus, kurie įgauna didžiulę kinetinę energiją – daugiau nei 1020 eV Vietos, kuriose tokios dalelės yra išsaugotos (topologiniai visatos defektai), gali pasirodyti kaip protonų, fotonų ar ultravioletinių neutrinų šaltiniai.

Kaip ir galaktikos šaltinių atveju, ypač didelės energijos neegalaktinių kosminių spindulių greitintuvų buvimą patvirtina gama spinduliuotės detektorių duomenys, tokie kaip HESS teleskopai, skirti aukščiau minėtiems extragalaktiniams objektams – kandidatams kosminių spindulių šaltiniams.

Gama-kvantų energetiniai spektrai, matuojami HESS įrenginyje: trikampiai iš šaltinio M87, apskritimai iš Krabo. Gama spindulių srautas, kurio slenkstinė energija yra 1 TeV, yra (2.26 ± 0.08) × 10-11 žr-2· Su-1. Vaizdas: "Mokslas ir gyvenimas"

Tarp jų daugiausiai perspektyvių buvo aktyvių galaktikų branduoliai (AGN) su dujų srautu. Vienas iš labiausiai ištirtų HESS diegimo objektų yra galaktika M87 žvaigždyno "Mergelė", esanti 50 milijonų šviesmečių atstumu nuo mūsų "Galaxy". Jos centre yra juoda skylė, kuri aprūpina energiją šalia esančiais procesais ir ypač plazma milžiniškąja srove, priklausančia šiai galaktikai. Kosminių spindulių spartą M87 sparčiai patvirtina jo gama spinduliuotės stebėjimas, fotonų energetinis spektras, kurio energija yra 1-10 TeV (1012-1013 eV), pastebėtas HESS įrenginyje. Gama spinduliuotės intensyvumas iš M87 yra maždaug 3% Krabo intensyvumo.Atsižvelgiant į atstumą iki šių objektų (5000 kartų) skirtumas, tai reiškia, kad M87 šviesumas viršija 25 milijonų kartų krabų šviesumą!

Dalies pagreičio modeliai, sukurti šiam objektui, rodo, kad dalelių intensyvumas, pagreitintas M87, gali būti toks didelis, kad net 50 milijonų šviesmečių atstumu šio šaltinio indėlis galėtų užtikrinti stebimą kosminių spindulių intensyvumą, kurio energija viršija 1019 eV

Bet čia yra paslaptis: šiuolaikiniuose EAS duomenimis šio šaltinio kryptimi nėra dalelių, kurių energija yra maždaug 1019 eV Ar šis šaltinis pasireikš būsimų kosminių eksperimentų rezultatams, kai tokios energijos, kai tolimieji šaltiniai daugiau nebesuteiks stebimiems įvykiams? Padėtis su energijos spektro pertrauka gali būti kartojama dar kartą, pavyzdžiui, kai energija yra 2 · 1020. Tačiau šį kartą šaltinis turėtų būti matomas pagrindinės dalelės trajektorijos krypties matavimu, nes energija yra> 2 · 1020 eV yra toks didelis, kad dalelės neturėtų nukrypti galaktyviose magnetinėse srityse.

Kaip matome, po šimto metų kosminių spindulių tyrimo istorijos mes vėl laukiame naujų atradimų, šiuo metu ultravioletinės energijos kosminės spinduliuotės, kurios pobūdis dar nėra žinomas,bet gali atlikti svarbų vaidmenį visatos struktūroje.

Literatūra:
1) Dobrotin N.A. Kosminiai spinduliai. – M .: Izd. TSRS mokslų akademija, 1963.
2) Murzin V.S. Įvadas į kosminių spindulių fiziką. – M .: Izd. Maskvos valstybinis universitetas, 1988.
3) Panasyuk M. I. Visatos keliautojai, arba Didžiojo sprogimo echo. – Fryazino: Vek2, 2005.
4) Rossi B. Kosminiai spinduliai. – M.: Atomizdatas, 1966.
5) Хренов B. A. Relatistiniai meteorai // Mokslas Rusijoje, 2001, № 4.
6) Хренов B. A. ir Panasyuk M.I. Kosmoso pasiuntiniai: tolimas ar kaimynas? // Gamta, 2006, № 2.
7) Хренов B. A. ir Klimovas P.A. Laukiama atidarymas // Gamta, 2008, № 4.


Like this post? Please share to your friends:
Parašykite komentarą

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: