| Текущая версия |
Ваш текст |
| Строка 4: |
Строка 4: |
|
| |
|
| == История исследования космических лучей == | | == История исследования космических лучей == |
|
| |
| В начале 20 века в опытах с электроскопами и [[ионизационная камера|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, [[камера Вильсона|камер Вильсона]] и ядерных фотоэмульсий (поднимаемых на шарах-зондах в стратосферу), привели, в частности, к открытию новых элементарных частиц – [[позитрон]]а (1932), [[мюон]]а (1936), [[пион|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<sub>кин</sub> ~ 10<sup>21</sup> эВ). Вблизи Земли подавляющую часть потока космических лучей составляют частицы с энергиями от 10<sup>6</sup> эВ до 10<sup>9</sup> эВ, далее поток космических лучей резко ослабевает. Так, при энергии ~10<sup>12</sup> эВ на границу атмосферы падает не более 1 частицы/(м<sup>2</sup>∙с), а при Е<sub>кин</sub> ~ 10<sup>15</sup> эВ – всего 1 частица/(м<sup>2</sup>∙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/(см<sup>2</sup>∙с)), плотность их энергии (около 1 эВ/см<sup>3</sup>) 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 ~10<sup>9</sup>К, по-видимому, близкой к максимальной для звёздных недр, средняя энергия теплового движения частиц ≈3∙10<sup>5</sup> эВ. Основное количество частиц космических лучей, наблюдаемых у Земли, имеет энергию свыше 10<sup>8</sup> 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:
| |
| # космические лучи галактического происхождения (галактические космические лучи); их источником является наша [[Галактика]], в которой происходит ускорение частиц до энергий порядка 10<sup>18</sup> эВ;
| |
| # космические лучи метагалактического происхождения (метагалактические космические лучи); они образуются в других галактиках и имеют самые большие, ультрарелятивистские энергии (свыше 10<sup>18</sup> эВ);
| |
| # солнечные космические лучи; генерируются на Солнце или вблизи него во время [[солнечная вспышка|солнечных вспышек]] и [[корональный выброс массы|корональных выбросов масс]]; их энергия составляет от 10<sup>6</sup> эВ до свыше 10<sup>10</sup> эВ;
| |
| # аномальные космические лучи; образуются в Солнечной системе на периферии [[гелиосфера|гелиосферы]]; энергии частиц составляют 1–100 МэВ/нуклон.
| |
|
| |
| По содержанию ядер лития, бериллия и бора, которые образуются в результате взаимодействий космических лучей с атомами [[межзвёздная среда|межзвёздной среды]], можно определить количество вещества <math>Х</math>, через которое прошли космические лучи, блуждая в межзвёздной среде. Величина <math>Х</math> примерно равна 5–10 г/см<sup>2</sup>. Время блуждания космических лучей в межзвёздной среде (или время их жизни) и величина <math>Х</math> связаны соотношением <math>X \approx \rho vt</math>, где <math>\rho</math> – средняя плотность межзвёздной среды, составляющая ~10<sup>–24</sup> г/см<sup>3</sup>, <math>t</math> – время блуждания космических лучей в этой среде, <math>v</math> – скорость частиц. Обычно полагают, что величина <math>v</math> для ультрарелятивистских космических лучей практически равна скорости света <math>c</math>, так что время их жизни составляет около 3·10<sup>8</sup> 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 – [[азот]]а и [[кислород]]а – и порождают каскадный процесс, в котором участвуют все известные ныне элементарные частицы, в частности такие вторичные частицы, как [[протон]]ы, [[нейтрон]]ы, [[мезон]]ы, [[электрон]]ы, а также [[Гамма-излучение|γ-кванты]] и [[нейтрино]]. Принято характеризовать путь, пройденный частицей космических лучей в атмосфере до столкновения, количеством вещества в граммах, заключённого в столбе сечением 1 см<sup>2</sup>, то есть выражать пробег частиц в г/см<sup>2</sup> вещества атмосферы. Это означает, что после прохождения толщи атмосферы <math>х</math> (г/см<sup>2</sup>) пучком протонов с первоначальной интенсивностью <math>I_0</math> количество протонов, не испытавших столкновения, будет равно <math>I = I_0 \exp ( -x / \lambda)</math>, где <math>\lambda</math> – средний пробег частицы. Для протонов, составляющих основную часть первичных космических лучей, пробег <math>\lambda</math> в воздухе равен ≈70 г/см<sup>2</sup>, для ядер гелия <math>\lambda</math>≈25 г/см<sup>2</sup>, для более тяжёлых ядер – ещё меньше. Первое столкновение с атмосферой протоны испытывают в среднем на высоте 20 км (<math>x</math>≈70 г/см<sup>2</sup>). Толщина атмосферы на уровне моря эквивалентна 1030 г/см<sup>2</sup>, 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 10<sup>6</sup> до 10<sup>21</sup> эВ. Энергии солнечных космических лучей, особенно во время мощных солнечных вспышек, могут достигать больших значений, однако характерная величина их энергии обычно не превосходит 10<sup>9</sup> 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 10<sup>17</sup> и 10<sup>18</sup> эВ. Происхождение космических лучей предельно высоких энергий, скорее всего, с Галактикой не связано.
| |
|
| |
| Существует четыре способа описания спектров различных компонент космических лучей.
| |
| # Число частиц на единицу жёсткости. Распространение (и, вероятно, также ускорение) частиц в космических магнитных полях зависит от ларморовского радиуса <math>r_L</math> или магнитной жёсткости частицы <math>R</math>, которая представляет собой произведение ларморовского радиуса на индукцию магнитного поля <math>B</math>: <math>R = r_L B = pc/(Ze)</math>, где <math>р</math> и <math>Z</math> – импульс и заряд частицы (в единицах заряда электрона <math>е</math>), <math>с</math> – скорость света.
| |
| # 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.
| |
| # 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.
| |
| # Число частиц на единицу энергии на одно ядро. Эксперименты по [[широкие атмосферные ливни|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>I</math> имеют вид (см<sup>–2</sup>с<sup>–1</sup>ср<sup>–1</sup>''E''<sup>–1</sup>), где энергия <math>E</math> представлена в единицах одной из четырёх переменных, перечисленных выше.
| |
|
| |
| [[Файл:Спектр космических лучей у Земли в области энергий выше 1011 эВ (J. W. Cronin, 1999).jpg|444px|мини|справа|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 10<sup>11</sup> эВ показан на рис. 1. Спектр описывается степенным законом в очень широком диапазоне энергий – от 10<sup>11</sup> до 10<sup>20</sup> эВ с небольшим изменением наклона около 3·10<sup>15</sup> эВ (излом, иногда называемый «коленом», knee) и около 10<sup>19</sup> эВ («лодыжка», ankle). Интегральный поток космических лучей выше «лодыжки» равен приблизительно 1 частице/(км<sup>2</sup>·год).
| |
| {| class="wikitable"
| |
| |+ 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<br>космические<br>лучи !! Солнце !! Звёзды !! Галактические<br>космические<br>лучи
| |
| |-
| |
| |<sup>1</sup>H
| |
| |4600<sup>*</sup>
| |
| |1445
| |
| |925
| |
| |685
| |
| |-
| |
| |<sup>2</sup>He
| |
| |70<sup>*</sup>
| |
| |91
| |
| |150
| |
| |48
| |
| |-
| |
| |<sup>3</sup>Li
| |
| |?
| |
| |<10<sup>–5</sup>
| |
| |<10<sup>–5</sup>
| |
| |0,3
| |
| |-
| |
| |<sup>4</sup>Be – <sup>5</sup>B
| |
| |0,02
| |
| |<10<sup>–5</sup>
| |
| |<10<sup>–5</sup>
| |
| |0,8
| |
| |-
| |
| |<sup>6</sup>C
| |
| |0,54<sup>*</sup>
| |
| |0,60
| |
| |0,26
| |
| |1,8
| |
| |-
| |
| |<sup>7</sup>N
| |
| |0,20
| |
| |0,10
| |
| |0,20
| |
| |<0,8
| |
| |-
| |
| |<sup>8</sup>O
| |
| |1,0
| |
| |1,0
| |
| |1,0
| |
| |1,0
| |
| |-
| |
| |<sup>9</sup>F
| |
| |<0,03
| |
| |10<sup>–3</sup>
| |
| |<10<sup>–4</sup>
| |
| |<0,1
| |
| |-
| |
| |<sup>10</sup>Ne
| |
| |0,16<sup>*</sup>
| |
| |0,054
| |
| |0,36
| |
| |0,30
| |
| |-
| |
| |<sup>11</sup>Na
| |
| |?
| |
| |0,002
| |
| |0,002
| |
| |0,19
| |
| |-
| |
| |<sup>12</sup>Mg
| |
| |0,18<sup>*</sup>
| |
| |0,05
| |
| |0,04
| |
| |0,32
| |
| |-
| |
| |<sup>13</sup>Al
| |
| |?
| |
| |0,002
| |
| |0,004
| |
| |0,06
| |
| |-
| |
| |<sup>14</sup>Si
| |
| |0,13<sup>*</sup>
| |
| |0,065
| |
| |0,045
| |
| |0,12
| |
| |-
| |
| |<sup>15</sup>P – <sup>21</sup>Sc
| |
| |0,06
| |
| |0,032
| |
| |0,024
| |
| |0,13
| |
| |-
| |
| |<sup>16</sup>S – <sup>20</sup>Ca
| |
| |0,04<sup>*</sup>
| |
| |0,028
| |
| |0,02
| |
| |0,11
| |
| |-
| |
| |<sup>22</sup>Ti – <sup>28</sup>Ni
| |
| |0,02
| |
| |0,006
| |
| |0,033
| |
| |0,28
| |
| |-
| |
| |<sup>26</sup>Fe
| |
| |0,15<sup>*</sup>
| |
| |0,05
| |
| |0,06
| |
| |0,14
| |
| |}
| |
| <sup>*</sup> 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%.
| |
|
| |
| [[Файл:Дифференциальные спектры главных компонент галактических космических лучей ks02.jpg|327px|мини|справа|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>I_N(E) \approx 1,8 E^{-\alpha}</math> нуклон/(см<sup>2</sup>∙с∙ср∙ГэВ), где <math>Е</math> – энергия на нуклон (включая энергию покоя), <math>\alpha \approx (\gamma + 1) = 2,7</math> – показатель дифференциального спектра, <math>\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>J(E)</math> представляет собой количество частиц, имеющих энергию в диапазоне от <math>E</math> до <math>E + \delta E</math> и проходящих через единичную поверхность в единицу времени в единице телесного угла в направлении, перпендикулярном поверхности.
| |
|
| |
| {| class="wikitable"
| |
| |+ Таблица 2. Интенсивность галактических космических лучей с полной энергией <math>E \ge 2,5</math> ГэВ/нуклон за пределами магнитосферы Земли вблизи минимума солнечной активности и параметры дифференциального спектра <math>K_A</math> и <math>\gamma</math> для протонов (ядро H), α-частиц (ядро He) и различных групп ядер
| |
| |-
| |
| ! Ядро !! Заряд ядра <math>Z</math> !! Интенсивность <math>I(Z)</math><br>при <math>E \ge 2,5</math> ГэВ/нуклон,<br>м<sup>–2</sup>∙с<sup>–1</sup>∙ср<sup>–1</sup> !! Показатель<br>дифференциального<br>спектра <math>\gamma</math> !! Константа<br>спектра <math>K_A</math> !! Интервал <math>E</math>,<br>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.
| |
|
| |
| {| class="wikitable"
| |
| |+ Таблица 3. Относительная распространённость <math>F</math> ядер космических лучей при энергии 10,6 ГэВ/нуклон (содержание ядер кислорода принято равным 1,0)
| |
| |-
| |
| ! Заряд ядра <math>Z</math> !! Элемент !! <math>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
| |
| |}
| |
|
| |
| == Методы изучения космических лучей ==
| |
|
| |
| [[Файл:Методы наблюдений космических лучей ks03.jpg|444px|мини|справа|Рис. 3. Методы наблюдений космических лучей на различных высотах над уровнем моря, на уровне гор и под поверхностью Земли (слева) и схема ядерного каскада в атмосфере (справа) (из обзора Shea M. A., Smart D. F. Cosmic ray implications for human health // Space Science Reviews. 2000. Vol. 93. P. 187-205).]]Поскольку по своим энергиям частицы космических лучей различаются в 10<sup>15</sup> раз, то для их изучения приходится применять весьма разнообразные методы и приборы (рис. 3). При этом широко используется аппаратура, установленная на спутниках и космических ракетах. В атмосфере Земли измерения проводятся с помощью малых шаров-зондов и больших высотных аэростатов, на её поверхности – с помощью наземных установок. Некоторые из них достигают размеров в сотни квадратных километров и расположены либо высоко в горах, либо глубоко под землёй, либо на больших глубинах в океане, куда проникают только вторичные частицы высоких энергий, например мюоны (рис. 3). Непрерывную регистрацию космических лучей на поверхности Земли уже более 60 лет осуществляет мировая сеть станций для изучения вариаций космических лучей – стандартные нейтронные мониторы и мюонные телескопы. Ценную информацию о галактических и солнечных космических лучах дают наблюдения на больших установках типа Баксанского комплекса для изучения [[широкие атмосферные ливни|широких атмосферных ливней]].
| |
|
| |
| Ныне основными типами детекторов, которые используются при изучении космических лучей, являются фотоэмульсии и рентгеновские плёнки, ионизационные камеры, газоразрядные счётчики, счётчики нейтронов, черенковские и сцинтилляционные счётчики, твердотельные полупроводниковые детекторы, искровые и дрейфовые камеры.
| |
|
| |
| Ядерно-физические исследования космических лучей осуществляются в основном при помощи счётчиковых установок большой площади для регистрации широких атмосферных ливней, открытых в 1938 (П. [[Оже]]). Ливни содержат огромное количество вторичных частиц, которые образуются при вторжении одной первичной частицы с энергией ≥ 10<sup>15</sup> эВ. Основная цель таких наблюдений – изучение характеристик элементарного акта ядерного взаимодействия при высоких энергиях. Наряду с этим, они дают информацию об энергетическом спектре космических лучей при энергиях 10<sup>15</sup>–10<sup>20</sup> эВ, что очень важно для поиска источников и механизмов ускорения космических лучей.
| |
|
| |
| Поток частиц с <math>E \approx 10^{20}</math> эВ, изучаемый методами широких атмосферных ливней, очень мал. Например, на 1 м<sup>2</sup> на границе атмосферы за 1 млн. лет падает лишь одна частица с <math>E \approx 10^{19}</math> эВ. Для регистрации столь малых потоков необходимо иметь большие площади с установленными на них детекторами, чтобы зарегистрировать достаточное количество событий за разумное время. На 2016 на гигантских установках по регистрации широких атмосферных ливней различными группами учёных было зарегистрировано, по разным оценкам, от 10 до 20 событий, порождённых частицами с максимальными энергиями до 3∙10<sup>20</sup> эВ.
| |
|
| |
| Наблюдения в космофизическом аспекте проводятся весьма разнообразными методами в зависимости от энергии частиц. Вариации космических лучей с энергиями 10<sup>9</sup>–10<sup>12</sup> эВ изучаются по данным мировой сети нейтронных мониторов, мюонных телескопов и других детекторов. Однако наземные установки из-за атмосферного поглощения нечувствительны к частицам с энергией < 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 3).
| |
| Внеатмосферные измерения потока космических лучей с энергией 1–500 МэВ осуществляют при помощи геофизических ракет, искусственных спутников Земли и других космических аппаратов (космических зондов). Прямые наблюдения космических лучей в межпланетном пространстве, начатые в 1960-х гг. на орбите Земли (вблизи плоскости эклиптики), с 1994 проводятся над полюсами Солнца (КА «Улисс», «Ulysses»). Космические зонды «Вояджер-1» («Voyager 1») и «Вояджер-2» («Voyager 2»), запущенные в 1977, уже достигли пределов Солнечной системы. Так, первый из этих космических аппаратов пересёк границу гелиосферы в 2004, второй – в 2007. Это произошло соответственно на расстояниях 94 а.е. и 84 а.е. от Солнца. На 2016 оба аппарата, по-видимому, движутся в облаке межзвёздной пыли, в которое погружена Солнечная система.
| |
|
| |
| Ряд ценных результатов дал метод космогенных изотопов. Они образуются при взаимодействии космических лучей с метеоритами и космической пылью, с поверхностью Луны и др. планет, с атмосферой или веществом Земли. Космогенные изотопы несут информацию о вариациях космических лучей в прошлом и о солнечно-земных связях. Например, по содержанию радиоуглерода <sup>14</sup>С в годичных кольцах деревьев ([[радиоуглеродный метод датирования]]) можно изучать вариации интенсивности космических лучей на протяжении нескольких последних тысяч лет. По другим долгоживущим изотопам (<sup>10</sup>Be, <sup>26</sup>Al, <sup>53</sup>Mn и др.), содержащимся в метеоритах, лунном грунте, в глубоководных морских отложениях, можно восстановить картину изменений интенсивности космических лучей за прошедшие миллионы лет.
| |
|
| |
| С развитием космической техники и радиохимических методов анализа стало возможным изучение характеристик космических лучей по их трекам (следам) в веществе. Треки образуются ядрами космических лучей в метеоритах, лунном веществе, в специальных образцах-мишенях, экспонируемых на искусственных спутниках Земли, возвращенных на Землю, в шлемах космонавтов, работавших в открытом космосе, и т. п. Используется также косвенный метод изучения космических лучей по эффектам ионизации, вызываемым ими в нижней части ионосферы, особенно в полярных широтах (например, эффект усиления поглощения коротких радиоволн). Кроме эффектов ионизации, космические лучи вызывают также образование оксидов азота в атмосфере. Вместе с осадками (дождь и снег) оксиды осаждаются и в течение многих лет накапливаются во льдах Гренландии и Антарктиды. По их содержанию в колонках льда (так называемый нитратный метод) можно судить об интенсивности космических лучей в прошлом (десятки и сотни лет назад). Эти эффекты существенны главным образом при вторжении в атмосферу солнечных космических лучей.
| |
|
| |
| == Происхождение космических лучей ==
| |
|
| |
| Из-за высокой изотропии космических лучей наблюдения у Земли не позволяют установить, где они образуются и как распределены во Вселенной. На эти вопросы впервые ответила радиоастрономия в связи с открытием космического синхротронного излучения в диапазоне частот 10<sup>7</sup>–10<sup>9</sup> Гц. Это излучение создаётся электронами очень высокой энергии (10<sup>9</sup>–10<sup>10</sup> эВ) при их движении в магнитных полях Галактики. Такие электроны, являющиеся одной из компонент космических лучей, занимают протяжённую область, охватывающую всю Галактику и называемую галактическим гало. В межзвёздных магнитных полях электроны движутся подобно другим заряженным частицам высокой энергии – протонам и более тяжёлым ядрам. Разница состоит лишь в том, что благодаря малой массе электроны, в отличие от более тяжёлых частиц, интенсивно излучают радиоволны и тем самым обнаруживают себя в удалённых частях Галактики, являясь индикатором космических лучей.
| |
|
| |
| Кроме общего галактического синхротронного радиоизлучения, были обнаружены его дискретные источники: оболочки сверхновых звёзд, ядро Галактики, радиогалактики, квазары, активные ядра других галактик и т. д. Естественно считать, что все эти объекты могут быть источниками космических лучей. Ныне основным источником космических лучей внутри Галактики считаются взрывы сверхновых звёзд. Космические лучи ускоряются на ударных волнах, образующихся при этих взрывах. Максимальная энергия, которую могут приобрести частицы в таких процессах, составляет ~ 10<sup>16</sup> эВ. Кроме того, часть космических лучей может ускориться до таких же энергий на ударных волнах, распространяющихся в межзвёздной среде Галактики. Космические лучи ещё бóльших энергий образуются в [[метагалактика|метагалактике]]. Одним из их источников могут быть [[активные ядра галактик]].
| |
|
| |
| [[Файл:Общая картина корпускулярной населённости межпланетного пространства на орбите Земли на примере кислорода ks04.jpg|408px|мини|справа|Рис. 4. Общая картина корпускулярной населённости межпланетного пространства на орбите Земли на примере кислорода. Спектр галактических космических лучей имеет максимум вблизи энергии ≈400 МэВ/нуклон. Показаны также потоки ионов кислорода в составе солнечного ветра, солнечных космических лучей, аномальной компоненты космических лучей и других источников (данные КА: Garrard T. L. a. o. Advanced composition explorer mission // Proceedings of the 25th International cosmic ray conference. Durban, 1997. Vol. 1).]]В 1966 Г. Т. Зацепин и В. А. Кузьмин (СССР) и К. Грейзен (США) высказали предположение, что спектр космических лучей при энергиях выше 3·10<sup>19</sup> эВ должен «обрезаться» (резко загибаться) из-за взаимодействия высокоэнергичных частиц с реликтовым излучением (так называемый GZK-эффект). Регистрация нескольких событий с энергией <math>E</math> ≈ 10<sup>20</sup> эВ может быть объяснена, если предположить, что источники этих частиц удалены от нас на расстояния не более 50 Мпк. В этом случае взаимодействий космических лучей с фотонами реликтового излучения практически не происходит из-за малого количества фотонов на пути частицы от источника к наблюдателю. Первые (предварительные) данные, полученные в 2007 в рамках большого международного «Проекта Оже», по-видимому, впервые указывают на существование GZK-эффекта при <math>E</math> > 3·10<sup>19</sup> эВ. В свою очередь, это является аргументом в пользу метагалактического происхождения космических лучей с энергией более 10<sup>20</sup> эВ, что значительно выше обрезания спектра за счёт GZK-эффекта. Для разрешения парадокса GZK высказываются различные идеи. Одна из гипотез связана с возможным нарушением лоренцевской инвариантности при сверхвысоких энергиях, в рамках которой нейтральные и заряженные π-мезоны могут быть стабильными частицами при энергиях выше 10<sup>19</sup> эВ и входить в состав первичных космических лучей.
| |
|
| |
| В начале 1970-х гг. изучение галактических космических лучей малых энергий, проводимое на космических аппаратах, привело к открытию аномальной компоненты космических лучей. Её составляют не полностью ионизованные атомы He, C, N, O, Ne и Ar. Аномальность проявляется в том, что в области энергий от нескольких единиц до нескольких десятков МэВ/нуклон спектр частиц существенно отличается от спектра галактических космических лучей (рис. 4). Наблюдается возрастание потока частиц, связанное, как полагают, с ускорением ионов на ударной волне на границе гелиомагнитосферы и последующей диффузией этих частиц во внутренние районы [[гелиосфера|гелиосферы]]. Кроме того, распространённость элементов аномальных космических лучей значительно отличается от соответствующих величин для галактических космических лучей.
| |
|
| |
| [[Файл:Вариации потока ионов с энергией ≥70 МэВ на границе гелиосферы по измерениям на космических зондах «Вояджер-1» и «Вояджер-2».jpg|444px|мини|справа|Рис. 5. Вариации потока ионов с энергией ≥70 МэВ на границе гелиосферы по измерениям на космических зондах «Вояджер-1» и «Вояджер-2» (P. Kiraly, 2009).]]С другой стороны, по данным на июнь 2008, полученным с борта КА «Вояджер-1», было отмечено увеличение потока космических лучей сравнительно невысоких энергий (единицы – десятки МэВ, рис. 5). Эти первые сведения о космических лучах, полученные непосредственно из межзвёздной среды, поднимают новые вопросы об источниках и природе (механизмах генерации) аномальной компоненты космических лучей.
| |
|
| |
| == Механизмы ускорения космических лучей ==
| |
|
| |
| Завершённая теория ускорения космических частиц для всего энергетического диапазона, в котором они наблюдаются, пока не создана. Даже в отношении галактических космических лучей предложены лишь модели, объясняющие наиболее существенные факты. К таковым следует в первую очередь отнести величину плотности энергии космических лучей (≈ 1 эВ/см<sup>3</sup>), а также степенную форму их энергетического спектра, не претерпевающую каких-либо резких изменений вплоть до энергии ≈ 3·10<sup>15</sup> эВ, где показатель дифференциального спектра всех частиц меняется с –2,7 на –3,1.
| |
|
| |
| Ныне основным источником галактических космических лучей считаются взрывы [[сверхновые звёзды|сверхновых звёзд]]. Требования к энергетической мощности источников, генерирующих космические лучи, весьма высоки (мощность генерации космических лучей должна быть порядка 3·10<sup>33</sup> Вт), так что обычные звёзды Галактики не могут им удовлетворять. Однако такая мощность может быть получена от взрывов сверхновых звёзд (В. Л. [[Гинзбург]], С. И. Сыроватский, 1963). Если во время взрыва выделяется энергия порядка 10<sup>44</sup> Дж, а взрывы происходят с частотой 1 раз в 30–100 лет, то их суммарная мощность составляет порядка 10<sup>35</sup> Вт, и для обеспечения необходимой мощности космических лучей достаточно лишь нескольких процентов энергии вспышки сверхновой.
| |
|
| |
| [[Файл:Схема «диффузионного» ускорения на ударных волнах в процессе рассеяния частиц при прохождении ударного фронта ks06.jpg|444px|мини|справа|Рис. 6. Схема «диффузионного» ускорения на ударных волнах в процессе рассеяния частиц при прохождении ударного фронта (Г. Фольк // Известия АН СССР. Серия физическая. Т. 45. 1981. № 7. С. 1122–1136).]]При этом, однако, остаётся вопрос о формировании наблюдаемого спектра галактических космических лучей. Проблема состоит в том, что макроскопическую энергию намагниченной плазмы (расширяющейся оболочки сверхновой) необходимо передать индивидуальным заряженным частицам, обеспечив при этом такое распределение энергии, которое существенным образом отличается от теплового. Наиболее вероятным механизмом ускорения галактических космических лучей до энергии порядка 10<sup>15</sup> эВ (а возможно, и выше) представляется следующий. Движение сброшенной при взрыве оболочки порождает в окружающей межзвёздной среде ударную волну (рис. 6). Диффузионное распространение заряженных частиц, захваченных в процесс ускорения, позволяет им многократно пересекать фронт ударной волны (Г. Ф. [[Крымский]], 1977). Каждая пара последовательных пересечений увеличивает энергию частицы пропорционально уже достигнутой энергии (механизм, предложенный Э. [[Ферми]], 1949), что и приводит к ускорению частиц. С увеличением числа пересечений фронта ударной волны растёт и вероятность покинуть область ускорения, так что по мере роста энергии количество частиц падает примерно по степенному закону, причём ускорение оказывается весьма эффективным, а спектр ускоренных частиц – весьма жёстким: <math>\mu E^{-2}</math>.
| |
|
| |
| При некоторых модельных допущениях предложенная схема даёт величину максимальной энергии <math>E_\text{макс} \sim 10^{17}Z</math> эВ, где <math>Z</math> – заряд ускоренного ядра. Расчётный спектр космических лучей вплоть до максимально достижимой энергии получается весьма жёстким (<math>\mu E^{-2}</math>). Чтобы компенсировать различие между теоретическим (–2) и экспериментальным (–2,7) показателями спектра, требуется значительное смягчение спектра в процессе распространения космических лучей. Такое смягчение может быть достигнуто за счёт энергетической зависимости коэффициента диффузии частиц при их движении от источников к Земле.
| |
|
| |
| Среди других механизмов ускорения обсуждается, в частности, ускорение на стоячей ударной волне при вращении нейтронной звезды с мощным магнитным полем (~10<sup>12</sup> Гс). Максимальная энергия частиц при этом может достигать (1017–1018)Z эВ, а время эффективного ускорения – 10 лет. Ускорение частиц возможно также в ударных волнах, образующихся при столкновении галактик. Такое событие может осуществляться с частотой примерно 1 раз в 5·108 лет; максимально достижимая при этом энергия оценивается как 3·10<sup>19</sup><math>Z</math> эВ. К аналогичной оценке приводит и процесс ускорения ударными волнами в струях, генерируемых активными ядрами галактик. Примерно такие же оценки дают модели, связанные с рассмотрением ускорения ударными волнами, вызванными [[аккреция|аккрецией]] вещества в галактических скоплениях. Наибольшие оценки (до энергий порядка 10<sup>21</sup> эВ) можно получить в рамках модели космологического происхождения гамма-всплесков. Обсуждаются также экзотические сценарии, в которых обычного ускорения частиц не требуется вовсе. В подобных сценариях космические лучи возникают в результате распадов или аннигиляции т. н. топологических дефектов (космические струны, монополи и т. д.), возникших в первые мгновения расширения Вселенной.
| |
|
| |
| == Проблемы и перспективы ==
| |
|
| |
| Изучение космических лучей даёт ценные сведения об электромагнитных полях в различных областях космического пространства. Информация, «записанная» и «переносимая» частицами космических лучей на их пути к Земле, расшифровывается при исследовании вариаций космических лучей – пространственно-временных изменений потока космических лучей под влиянием динамических, электромагнитных и плазменных процессов в межзвёздном пространстве, внутри гелиосферы (в потоке [[солнечный ветер|солнечного ветра]]) и в окрестности Земли (в земной магнитосфере и атмосфере).
| |
|
| |
| С другой стороны, в качестве естественного источника частиц высокой энергии космические лучи играют незаменимую роль при изучении строения вещества и взаимодействий между элементарными частицами. Энергии отдельных частиц космических лучей столь велики, что они ещё долго будут оставаться вне конкуренции по сравнению с частицами, ускоренными самыми мощными лабораторными ускорителями. Так, максимальная энергия частиц (протонов), полученных в большинстве современных наземных ускорителей, в основном не превышает 10<sup>12</sup> эВ. Лишь 3 июня 2015 в ЦЕРНе на Большом адронном коллайдере впервые удалось ускорить протоны до энергий 1,3∙10<sup>13</sup> эВ (при проектной максимальной энергии 1,4∙10<sup>13</sup> эВ).
| |
|
| |
| Наблюдения в различных космических масштабах (Галактика, Солнце, магнитосфера Земли и т. д.) показывают, что ускорение частиц происходит в космической плазме всюду, где имеются достаточно интенсивные неоднородные движения и магнитные поля. Однако в большом количестве и до очень высоких энергий частицы могут ускоряться только там, где плазме сообщается очень большая кинетическая энергия. Это как раз и происходит в таких грандиозных космических процессах, как вспышки сверхновых звёзд, активность радиогалактик и квазаров.
| |
| В понимании подобных процессов за последние десятилетия был достигнут значительный прогресс, однако остаётся и много вопросов. По-прежнему особенно острая ситуация в области высоких и экстремально высоких энергий, где качество информации (статистика данных) всё ещё не позволяет сделать однозначные выводы об источниках космических лучей и механизмах их ускорения. Можно надеяться, что эксперименты на Большом адронном коллайдере позволят получить информацию относительно адронных взаимодействий вплоть до энергии ~10<sup>17</sup> эВ и значительно сузить существующую ныне неопределённость, возникающую при экстраполяции феноменологических моделей адронных взаимодействий в область сверхвысоких энергий. Установки по изучению широких атмосферных ливней следующего поколения должны обеспечить прецизионные исследования энергетического спектра и состава космических лучей в области энергий 10<sup>17</sup>–10<sup>19</sup> эВ, где, по-видимому, происходит переход от галактических космических лучей к космическим лучам экстрагалактического происхождения.
| |
|
| |
| Наряду с огромной ролью космических лучей в астрофизических процессах, важно их значение для изучения далёкого прошлого Земли (изменений климата, эволюции биосферы и т. д.), а также для решения некоторых практических задач (например, мониторинг и прогноз [[космическая погода|космической погоды]] и обеспечение радиационной безопасности космонавтов).
| |
|
| |
| В начале 21 века всё большее внимание привлекает возможная роль космических лучей в атмосферных и климатических процессах. Хотя плотность энергии космических лучей мала по сравнению с огромной энергетикой различных атмосферных процессов, в некоторых из них космические лучи, по-видимому, играют решающую роль. В земной атмосфере на высотах менее 30 км космические лучи служат главным источником образования ионов. От плотности ионов во многом зависят процессы конденсации и образования водяных капель. Так, во время понижений интенсивности галактических космических лучей в области возмущений солнечного ветра в межпланетном пространстве, вызванных солнечными вспышками (так называемый эффект Форбуша), уменьшается облачность и уровень выпадения осадков. После вспышек на Солнце и прихода солнечных космических лучей на Землю величина облачности и уровень осадков увеличиваются. Эти изменения как в первом, так и во втором случае составляют не менее 10%. После вторжения в полярные области Земли больших потоков ускоренных частиц от Солнца наблюдается изменение температуры в верхних слоях атмосферы. Космические лучи активно участвуют также в образовании грозового электричества. В начале 21 века усиленно изучается влияние космических лучей на концентрацию озона и на другие процессы в атмосфере.
| |
|
| |
| Все перечисленные эффекты детально исследуются в рамках более общей проблемы [[солнечно-земные связи|солнечно-земных связей]]. Особый интерес представляет разработка механизмов этих связей. В частности, это относится к триггерному механизму, при котором энергетически слабое первичное воздействие на неустойчивую систему приводит к многократному усилению вторичных эффектов, например к развитию мощного циклона.
| |
|
| |
| == Литература статьи Большой российской энциклопедии ==
| |
|
| |
| * ''Добротин Н. А.'' Космические лучи. М., 1963; Мирошниченко Л. И. Космические лучи в межпланетном пространстве. М., 1973.
| |
| * ''Добротин Н. А.'' Солнечная активность и Земля. М., 1981.
| |
| * ''Добротин Н. А.'' Физика Солнца и солнечно-земных связей. М., 2011.
| |
| * ''Дорман Л. И.'' Экспериментальные и теоретические основы астрофизики космических лучей. М., 1975.
| |
| * ''Дорман И. В.'' Космические лучи: Исторический очерк. М., 1981.
| |
| * ''Дорман И. В.'' Космические лучи, ускорители и новые частицы. М., 1989.
| |
| * ''Топтыгин И. Н.'' Космические лучи в межпланетных магнитных полях. М., 1983.
| |
| * ''Мурзин В. С.'' Введение в физику космических лучей. 3-е изд. М., 1988.
| |
| * Астрофизика космических лучей / Под ред. В.Л. Гинзбурга. 2-е изд. М., 1990.
| |
| * ''Клапдор-Клайнгротхаус Г. В., Цюбер К.'' Астрофизика элементарных частиц. М., 2000.
| |
| * ''Панасюк М. И.'' Странники Вселенной или эхо Большого взрыва. Фрязино, 2005.
| |
| * ''Черепащук А. М., Чернин А. Д.'' Вселенная, жизнь, черные дыры. Фрязино, 2007.
| |
| * ''Капитонов И. М.'' Введение в физику ядра и частиц. 5-е изд. М., 2017.
| |
|
| |
| == Примечания ==
| |
| {{примечания}}
| |
| [[Категория:Ревизия 2022.01.23]]
| |
| [[Категория:НАЭ]]
| |
| [[Категория:Э]]
| |