Космические лучи

Источник статьи: Большая российская энциклопедия

КОСМИ́ЧЕСКИЕ ЛУЧИ́ – потоки заряженных частиц высокой энергии, которые приходят к Земле со всех сторон из космического пространства и постоянно бомбардируют её атмосферу. В составе космических лучей преобладают протоны, имеются также электроны, ядра гелия и более тяжёлых химических элементов (вплоть до ядер с зарядом Z ≈ 30). Наиболее многочисленны в космических лучах ядра атомов водорода и гелия (≈85 и ≈10% соответственно). Доля других ядер невелика (не превышает ≈5%). Небольшую часть космических лучей составляют электроны и позитроны (менее 1%). Космическое излучение, падающее на границу земной атмосферы, включает все стабильные заряженные частицы и ядра со временами жизни порядка 10⁶ лет и более. По существу, истинно «первичными» космическими лучами можно называть только частицы, ускоренные в далёких астрофизических источниках, а «вторичными» – частицы, образовавшиеся в процессе взаимодействия первичных космических лучей с межзвёздным газом. Так, электроны, протоны и ядра гелия, а также углерода, кислорода, железа и др., синтезированные в звёздах, являются первичными. Напротив, ядра лития, бериллия и бора следует считать вторичными. Антипротоны и позитроны частично, если не полностью, вторичны, однако та их доля, которая может иметь первичное происхождение, является ныне предметом исследований.

История исследования космических лучей

В начале 20 века в опытах с электроскопами и ионизационными камерами была обнаружена постоянная остаточная ионизация газов, вызываемая каким-то проникающим излучением. В отличие от излучения радиоактивных веществ окружающей среды, проникающее излучение не могли задержать даже толстые слои свинца. Внеземная природа обнаруженного проникающего излучения установлена в 1912 (В. Гесс, Нобелевская премия, 1936) в экспериментах с ионизационными камерами на воздушных шарах. Было найдено, что с увеличением расстояния от поверхности Земли ионизация, вызываемая проникающим излучением, растёт. Его внеземное происхождение окончательно доказал Р. Милликен в 1923–26 в экспериментах по поглощению излучения атмосферой (именно он ввёл термин «космические лучи»).

Природа космических лучей вплоть до 1940-х гг. оставалась неясной. В течение этого времени интенсивно развивалось ядерное направление исследований космических лучей (ядерно-физический аспект) – изучение взаимодействия космических лучей с веществом, образования вторичных частиц и их поглощения в атмосфере. Эти исследования, проводимые при помощи телескопов, счётчиков, камер Вильсона и ядерных фотоэмульсий (поднимаемых на шарах-зондах в стратосферу), привели, в частности, к открытию новых элементарных частиц – позитрона (1932), мюона (1936), π-мезона (1947).

Систематические исследования влияния геомагнитного поля на интенсивность и направление прихода первичных космических лучей показали, что подавляющее большинство частиц космических лучей имеет положительный заряд. С этим связана восточно-западная асимметрия космических лучей: из-за отклонения заряженных частиц в магнитном поле Земли с запада приходит больше частиц, чем с востока. Применение фотоэмульсий позволило установить ядерный состав первичных космических лучей (1948): были обнаружены следы ядер тяжёлых химических элементов, вплоть до железа. Первичные электроны в составе космических лучей впервые были зарегистрированы лишь в 1961 в стратосферных измерениях.

С конца 1940-х гг. на передний план выдвинулись проблемы происхождения и временны́х вариаций космических лучей (космофизический аспект).

Характеристики и классификация космических лучей

Космические лучи напоминают сильно разреженный релятивистский газ, частицы которого практически не взаимодействуют друг с другом, но испытывают редкие столкновения с веществом межзвёздной и межпланетной сред и подвергаются воздействию космических магнитных полей. Частицы космических лучей обладают огромными кинетическими энергиями (вплоть до Е_кин ~ 10²¹ эВ). Вблизи Земли подавляющую часть потока космических лучей составляют частицы с энергиями от 10⁶ эВ до 10⁹ эВ, далее поток космических лучей резко ослабевает. Так, при энергии ~10¹² эВ на границу атмосферы падает не более 1 частицы/(м²∙с), а при Е_кин ~ 10¹⁵ эВ – всего 1 частица/(м²∙год). Этим обусловлены определённые трудности в изучении космических лучей высоких и сверхвысоких (экстремальных) энергий. Хотя суммарный поток космических лучей у Земли невелик (всего около 1 частицы/(см²∙с)), плотность их энергии (около 1 эВ/см³) в пределах нашей Галактики сравнима с плотностью энергии суммарного электромагнитного излучения звёзд, энергии теплового движения межзвёздного газа и кинетической энергии его турбулентных движений, а также с плотностью энергии магнитного поля Галактики. Отсюда следует, что космические лучи должны играть важную роль во многих астрофизических процессах.

Другая важная особенность космических лучей – нетепловое происхождение их энергии. Действительно, даже при температуре ~10⁹К, по-видимому, близкой к максимальной для звёздных недр, средняя энергия теплового движения частиц ≈3∙10⁵ эВ. Основное количество частиц космических лучей, наблюдаемых у Земли, имеет энергию свыше 10⁸ эВ. Это означает, что космические лучи приобретают энергию путём ускорения в специфических астрофизических процессах плазменной и электромагнитной природы.

По своему происхождению космические лучи можно разделить на несколько групп:

1. космические лучи галактического происхождения (галактические космические лучи); их источником является наша Галактика, в которой происходит ускорение частиц до энергий порядка 10¹⁸ эВ;
2. космические лучи метагалактического происхождения (метагалактические космические лучи); они образуются в других галактиках и имеют самые большие, ультрарелятивистские энергии (свыше 10¹⁸ эВ);
3. солнечные космические лучи; генерируются на Солнце или вблизи него во время солнечных вспышек и корональных выбросов масс; их энергия составляет от 10⁶ эВ до свыше 10¹⁰ эВ;
4. аномальные космические лучи; образуются в Солнечной системе на периферии гелиосферы; энергии частиц составляют 1–100 МэВ/нуклон.

По содержанию ядер лития, бериллия и бора, которые образуются в результате взаимодействий космических лучей с атомами межзвёздной среды, можно определить количество вещества [math]\displaystyle{ Х }[/math], через которое прошли космические лучи, блуждая в межзвёздной среде. Величина [math]\displaystyle{ Х }[/math] примерно равна 5–10 г/см². Время блуждания космических лучей в межзвёздной среде (или время их жизни) и величина [math]\displaystyle{ Х }[/math] связаны соотношением [math]\displaystyle{ X \approx \rho vt }[/math], где [math]\displaystyle{ \rho }[/math] – средняя плотность межзвёздной среды, составляющая ~10^–24 г/см³, [math]\displaystyle{ t }[/math] – время блуждания космических лучей в этой среде, [math]\displaystyle{ v }[/math] – скорость частиц. Обычно полагают, что величина [math]\displaystyle{ v }[/math] для ультрарелятивистских космических лучей практически равна скорости света [math]\displaystyle{ c }[/math], так что время их жизни составляет около 3·10⁸ лет. Оно определяется либо выходом космических лучей из Галактики и её гало, либо их поглощением за счёт неупругих взаимодействий с веществом межзвёздной среды.

Вторгаясь в атмосферу Земли, первичные космические лучи разрушают ядра наиболее распространённых в атмосфере химических элементов – азота и кислорода – и порождают каскадный процесс, в котором участвуют все известные ныне элементарные частицы, в частности такие вторичные частицы, как протоны, нейтроны, мезоны, электроны, а также γ-кванты и нейтрино. Принято характеризовать путь, пройденный частицей космических лучей в атмосфере до столкновения, количеством вещества в граммах, заключённого в столбе сечением 1 см², то есть выражать пробег частиц в г/см² вещества атмосферы. Это означает, что после прохождения толщи атмосферы [math]\displaystyle{ х }[/math] (г/см²) пучком протонов с первоначальной интенсивностью [math]\displaystyle{ I_0 }[/math] количество протонов, не испытавших столкновения, будет равно [math]\displaystyle{ I = I_0 \exp ( -x / \lambda) }[/math], где [math]\displaystyle{ \lambda }[/math] – средний пробег частицы. Для протонов, составляющих основную часть первичных космических лучей, пробег [math]\displaystyle{ \lambda }[/math] в воздухе равен ≈70 г/см², для ядер гелия [math]\displaystyle{ \lambda }[/math]≈25 г/см², для более тяжёлых ядер – ещё меньше. Первое столкновение с атмосферой протоны испытывают в среднем на высоте 20 км ([math]\displaystyle{ x }[/math]≈70 г/см²). Толщина атмосферы на уровне моря эквивалентна 1030 г/см², то есть соответствует примерно 15 ядерным пробегам для протонов. Отсюда следует, что вероятность достичь поверхности Земли, не испытав столкновений, для первичной частицы ничтожно мала. Поэтому на поверхности Земли космические лучи обнаруживаются лишь по слабым эффектам ионизации, создаваемой вторичными частицами.

Космические лучи у Земли

Космические лучи галактического и метагалактического происхождения занимают огромный диапазон энергий, охватывающий примерно 15 порядков величины, – от 10⁶ до 10²¹ эВ. Энергии солнечных космических лучей, особенно во время мощных солнечных вспышек, могут достигать больших значений, однако характерная величина их энергии обычно не превосходит 10⁹ эВ. Поэтому разделение космических лучей на галактические и солнечные вполне оправданно, поскольку как характеристики, так и источники солнечных и галактических космических лучей совершенно различны.

При энергиях ниже 10 ГэВ/нуклон интенсивность галактических космических лучей, измеряемая вблизи Земли, зависит от уровня солнечной активности (точнее от меняющегося в течение солнечных циклов межпланетного магнитного поля). В области более высоких энергий интенсивность галактических космических лучей практически постоянна во времени. Согласно современным представлениям, собственно галактические космические лучи заканчиваются в области энергий между 10¹⁷ и 10¹⁸ эВ. Происхождение космических лучей предельно высоких энергий, скорее всего, с Галактикой не связано.

Существует четыре способа описания спектров различных компонент космических лучей.

1. Число частиц на единицу жёсткости. Распространение (и, вероятно, также ускорение) частиц в космических магнитных полях зависит от ларморовского радиуса [math]\displaystyle{ r_L }[/math] или магнитной жёсткости частицы [math]\displaystyle{ R }[/math], которая представляет собой произведение ларморовского радиуса на индукцию магнитного поля [math]\displaystyle{ B }[/math]: [math]\displaystyle{ R = r_L B = pc/(Ze) }[/math], где [math]\displaystyle{ р }[/math] и [math]\displaystyle{ Z }[/math] – импульс и заряд частицы (в единицах заряда электрона [math]\displaystyle{ е }[/math]), [math]\displaystyle{ с }[/math] – скорость света.
2. Число частиц на единицу энергии на один нуклон. Фрагментация ядер, распространяющихся сквозь межзвёздный газ, зависит от энергии на нуклон, поскольку её количество приблизительно сохраняется, когда ядро разрушается при взаимодействии с газом.
3. Число нуклонов на единицу энергии на один нуклон. Генерация вторичных частиц в атмосфере зависит от интенсивности нуклонов на единицу энергии на один нуклон, почти независимо от того, являются ли падающие на атмосферу нуклоны свободными протонами или связаны в ядрах.
4. Число частиц на единицу энергии на одно ядро. Эксперименты по широким атмосферным ливням, которые используют атмосферу как калориметр, в общем случае измеряют величину, которая связана с полной энергией в расчёте на 1 частицу. Единицы измерения дифференциальной интенсивности частиц [math]\displaystyle{ I }[/math] имеют вид (см^–2с^–1ср^–1E^–1), где энергия [math]\displaystyle{ E }[/math] представлена в единицах одной из четырёх переменных, перечисленных выше.

Рис. 1. Спектр космических лучей у Земли в области энергий выше 1011 эВ (J. W. Cronin, 1999).

Наблюдаемый дифференциальный энергетический спектр космических лучей в области энергий выше 10¹¹ эВ показан на рис. 1. Спектр описывается степенным законом в очень широком диапазоне энергий – от 10¹¹ до 10²⁰ эВ с небольшим изменением наклона около 3·10¹⁵ эВ (излом, иногда называемый «коленом», knee) и около 10¹⁹ эВ («лодыжка», ankle). Интегральный поток космических лучей выше «лодыжки» равен приблизительно 1 частице/(км²·год).

Таблица 1. Относительное содержание различных ядер в галактических и солнечных космических лучах, на Солнце и других звёздах (содержание ядер кислорода принято равным 1,0)

Ядро	Солнечные космические лучи	Солнце	Звёзды	Галактические космические лучи
1H	4600*	1445	925	685
2He	70*	91	150	48
3Li	?	<10–5	<10–5	0,3
4Be – 5B	0,02	<10–5	<10–5	0,8
6C	0,54*	0,60	0,26	1,8
7N	0,20	0,10	0,20	<0,8
8O	1,0	1,0	1,0	1,0
9F	<0,03	10–3	<10–4	<0,1
10Ne	0,16*	0,054	0,36	0,30
11Na	?	0,002	0,002	0,19
12Mg	0,18*	0,05	0,04	0,32
13Al	?	0,002	0,004	0,06
14Si	0,13*	0,065	0,045	0,12
15P – 21Sc	0,06	0,032	0,024	0,13
16S – 20Ca	0,04*	0,028	0,02	0,11
22Ti – 28Ni	0,02	0,006	0,033	0,28
26Fe	0,15*	0,05	0,06	0,14

^* Данные наблюдений для интервала энергий 1–20 МэВ/нуклон, остальные данные в этой колонке относятся к энергиям ≥ 40 МэВ/нуклон. Погрешность большинства значений в таблице от 10 до 50%.

Рис. 2. Дифференциальные спектры главных компонент галактических космических лучей: протонов (Н), ядер гелия (Не), углерода (С) и железа (Fe). Спектр имеет максимум при Е≈400 МэВ/нуклон (Simpson J. A. Elemental and isotopic composition of the Galactic cosmic rays // Annual Review Nuclear & Particle Science. 1983. Vol. 33. P. 323-382).

Интенсивность первичных нуклонов в диапазоне энергий от нескольких ГэВ до 10 ТэВ или немного выше можно приближённо описать формулой [math]\displaystyle{ I_N(E) \approx 1,8 E^{-\alpha} }[/math] нуклон/(см²∙с∙ср∙ГэВ), где [math]\displaystyle{ Е }[/math] – энергия на нуклон (включая энергию покоя), [math]\displaystyle{ \alpha \approx (\gamma + 1) = 2,7 }[/math] – показатель дифференциального спектра, [math]\displaystyle{ \gamma }[/math] – интегральный спектральный индекс. Около 79% первичных нуклонов составляют свободные протоны, около 70% остальных частиц – это нуклоны, связанные в ядрах гелия. Фракции (доли) первичных ядер являются почти постоянными в указанном диапазоне энергий (возможно, с небольшими вариациями). На рис. 2 приведён спектр галактических космических лучей в области энергий выше ≈ 400 МэВ/нуклон. Представлены главные компоненты космических лучей как функции энергии на нуклон для определённой эпохи цикла солнечной активности. Величина [math]\displaystyle{ J(E) }[/math] представляет собой количество частиц, имеющих энергию в диапазоне от [math]\displaystyle{ E }[/math] до [math]\displaystyle{ E + \delta E }[/math] и проходящих через единичную поверхность в единицу времени в единице телесного угла в направлении, перпендикулярном поверхности.

Таблица 2. Интенсивность галактических космических лучей с полной энергией [math]\displaystyle{ E \ge 2,5 }[/math] ГэВ/нуклон за пределами магнитосферы Земли вблизи минимума солнечной активности и параметры дифференциального спектра [math]\displaystyle{ K_A }[/math] и [math]\displaystyle{ \gamma }[/math] для протонов (ядро H), α-частиц (ядро He) и различных групп ядер

Ядро	Заряд ядра [math]\displaystyle{ Z }[/math]	Интенсивность [math]\displaystyle{ I(Z) }[/math] при [math]\displaystyle{ E \ge 2,5 }[/math] ГэВ/нуклон, м–2∙с–1∙ср–1	Показатель дифференциального спектра [math]\displaystyle{ \gamma }[/math]	Константа спектра [math]\displaystyle{ K_A }[/math]	Интервал [math]\displaystyle{ E }[/math], ГэВ/нуклон
Н	1	1300	2,4±0,1	4800	4,7–16
Не	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, Р, S, …	≥10	2,5	2,6±0,15	12±2	2,4–8,0
Ca, Ti, Ni, Fe, …	≥20	0,7

Относительное содержание различных ядер в галактических и солнечных космических лучах, а также (для сравнения) на Солнце и др. звёздах приведено в таблице 1 для области сравнительно невысоких энергий (1–20 МэВ/нуклон) и энергий ≥ 40 МэВ/нуклон. В таблице 2 суммированы данные об интенсивности частиц галактических космических лучей более высоких энергий (≈2,5 ГэВ/нуклон). Таблица 3 содержит распределение ядер космических лучей с энергией ≈10,6 ГэВ/нуклон.

Таблица 3. Относительная распространённость [math]\displaystyle{ F }[/math] ядер космических лучей при энергии 10,6 ГэВ/нуклон (содержание ядер кислорода принято равным 1,0)

Заряд ядра [math]\displaystyle{ Z }[/math]	Элемент	[math]\displaystyle{ F }[/math]
1	H	730
2	He	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