Котлы своими руками / 17.09.2024

Что такое космические лучи. Космические лучи: состав и происхождение Космические лучи и характеристики

Что такое космические лучи. Космические лучи: состав и происхождение Космические лучи и характеристики

Энциклопедичный YouTube

    1 / 5

    ✪ Космические лучи: что это такое?

    ✪ NASA: изучаем КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ

    ✪ Космические лучи сверхвысоких энергий - Сергей Троицкий

    ✪ ТАЙНА КОСМИЧЕСКИХ ЛУЧЕЙ

    ✪ Великое в малом. Эксперимент космических лучей

    Субтитры

Основные сведения

Физику космических лучей принято считать частью физики высоких энергий и физики элементарных частиц .

Физика космических лучей изучает:

  • процессы, приводящие к возникновению и ускорению космических лучей;
  • частицы космических лучей, их природу и свойства;
  • явления, вызванные частицами космических лучей в космическом пространстве, атмосфере Земли и планет.

Изучение потоков высокоэнергетичных заряженных и нейтральных космических частиц, попадающих на границу атмосферы Земли, является важнейшими экспериментальными задачами.

Классификация по происхождению космических лучей:

  • вне нашей Галактики
  • в Галактике
  • на Солнце
  • в межпланетном пространстве

Первичными принято называть внегалактические и галактические лучи. Вторичными принято называть потоки частиц, проходящие и трансформирующиеся в атмосфере Земли.

Космические лучи являются составляющей естественной радиации (фоновой радиации) на поверхности Земли и в атмосфере.

До развития ускорительной техники космические лучи служили единственным источником элементарных частиц высокой энергии. Так, позитрон и мюон были впервые найдены в космических лучах.

Энергетический спектр космических лучей на 43 % состоит из энергии протонов , ещё на 23 % - из энергии гелия (альфа-частиц) и 34 % энергии, переносимой остальными частицами .

По количеству частиц космические лучи на 92 % состоят из протонов, на 6 % - из ядер гелия, около 1 % составляют более тяжелые элементы, и около 1 % приходится на электроны . При изучении источников космических лучей вне Солнечной системы протонно-ядерная компонента в основном обнаруживается по создаваемому ею потоку гамма-лучей орбитальными гамма-телескопами, а электронная компонента - по порождаемому ею синхротронному излучению , которое приходится на радиодиапазон (в частности, на метровые волны - при излучении в магнитном поле межзвёздной среды), а при сильных магнитных полях в районе источника космических лучей - и на более высокочастотные диапазоны. Поэтому электронная компонента может обнаруживаться и наземными астрономическими инструментами .

Традиционно частицы, наблюдаемые в КЛ, делят на следующие группы: p (Z = 1) , α (Z = 2) , L (Z = 3 − 5) , M (Z = 6 − 9) , H (Z ⩾ 10) , V H (Z ⩾ 20) {\displaystyle p(Z=1),\alpha (Z=2),L(Z=3-5),M(Z=6-9),H(Z\geqslant 10),VH(Z\geqslant 20)} (соответственно, протоны, альфа-частицы, легкие, средние, тяжелые и сверхтяжелые). Особенностью химического состава первичного космического излучения является аномально высокое (в несколько тысяч раз) содержание ядер группы L (литий , бериллий , бор) по сравнению с составом звёзд и межзвёздного газа . Данное явление объясняется тем, что механизм генерации космических частиц в первую очередь ускоряет тяжелые ядра, которые при взаимодействии с протонами межзвёздной среды распадаются на более лёгкие ядра . Данное предположение подтверждается тем, что КЛ обладают очень высокой степенью изотропии .

История физики космических лучей

Впервые указание на возможность существования ионизирующего излучения внеземного происхождения было получено в начале XX века в опытах по изучению проводимости газов. Обнаруженный спонтанный электрический ток в газе не удавалось объяснить ионизацией, возникающей от естественной радиоактивности Земли. Наблюдаемое излучение оказалось настолько проникающим, что в ионизационных камерах, экранированных толстыми слоями свинца, все равно наблюдался остаточный ток. В 1911-1912 годах был проведен ряд экспериментов с ионизационными камерами на воздушных шарах. Гесс обнаружил, что излучение растет с высотой, в то время как ионизация, вызванная радиоактивностью Земли, должна была бы падать с высотой. В опытах Кольхерстера было доказано, что это излучение направлено сверху вниз.

В 1921-1925 годах американский физик Милликен , изучая поглощение космического излучения в атмосфере Земли в зависимости от высоты наблюдения, обнаружил, что в свинце это излучение поглощается так же, как и гамма-излучение ядер. Милликен первым и назвал это излучение космическими лучами. В 1925 году советские физики Л. А. Тувим и Л. В. Мысовский провели измерение поглощения космического излучения в воде: оказалось, что это излучение поглощалось в десять раз слабее, чем гамма-излучение ядер. Мысовский и Тувим обнаружили также, что интенсивность излучения зависит от барометрического давления - открыли «барометрический эффект». Опыты Д. В. Скобельцына с камерой Вильсона, помещенной в постоянное магнитное поле, дали возможность «увидеть», за счет ионизации, следы (треки) космических частиц. Д. В. Скобельцын открыл ливни космических частиц. Эксперименты в космических лучах позволили сделать ряд принципиальных для физики микромира открытий.

Солнечные космические лучи

Солнечными космическими лучами (СКЛ) называются энергичные заряженные частицы - электроны, протоны и ядра, - инжектированные Солнцем в межпланетное пространство. Энергия СКЛ простирается от нескольких кэВ до нескольких ГэВ. В нижней части этого диапазона СКЛ граничат с протонами высокоскоростных потоков солнечного ветра . Частицы СКЛ появляются вследствие солнечных вспышек .

Космические лучи ультравысоких энергий

Энергия некоторых частиц превышает предел ГЗК (Грайзена - Зацепина - Кузьмина) - теоретический предел энергии для космических лучей 5⋅10 19 эВ , вызванный их взаимодействием с фотонами реликтового излучения . Несколько десятков таких частиц за год было зарегистрировано обсерваторией AGASA (англ.) русск. . Эти наблюдения ещё не имеют достаточно обоснованного научного объяснения.

Регистрация космических лучей

Долгое время после открытия космических лучей, методы их регистрации не отличались от методов регистрации частиц в ускорителях, чаще всего - газоразрядные счётчики или ядерные фотографические эмульсии , поднимаемые в стратосферу, или в космическое пространство. Но данный метод не позволяет вести систематические наблюдения частиц с высокой энергией, так как они появляются достаточно редко, а пространство, в котором такой счётчик может вести наблюдения, ограничено его размерами.

Современные обсерватории работают на других принципах. Когда высокоэнергетичная частица входит в атмосферу, она, взаимодействуя с атомами воздуха на первых 100 г/см², рождает целый шквал частиц, в основном пионов и мюонов , которые, в свою очередь, рождают другие частицы, и так далее. Образуется конус из частиц, который называют ливнем. Такие частицы двигаются со скоростью, превышающей скорость света в воздухе, благодаря чему возникает черенковское свечение , регистрируемое телескопами. Такая методика позволяет следить за областями неба площадью в сотни квадратных километров.

Значение для космических полётов

Космонавты МКС , когда закрывают глаза, не чаще, чем раз в 3 минуты, видят вспышки света , возможно, это явление связано с воздействием частиц высоких энергий, попадающих в сетчатку глаза. Однако экспериментально это не подтверждено, возможно, что этот эффект имеет под собой исключительно психологические основы.


Космические лучи
12.12.2005 21:11 |"Соросовская Энциклопедия"

1. Введение

Конец XIX - начало XX века ознаменовались новыми открытиями в области микромира. После открытия рентгеновских лучей и радиоактивности были обнаружены заряженные частицы, приходящие на Землю из космического пространства. Эти частицы были названы (КЛ).

Датой открытия космических лучей принято считать 1912 год, когда австрийский физик В.Ф. Гесс с помощью усовершенствованного электроскопа измерил скорость ионизации воздуха в зависимости от высоты. Оказалось, что с ростом высоты величина ионизации сначала уменьшается, а затем на высотах свыше 2000 м начинает резко возрастать. Ионизующее излучение, слабо поглощаемое воздухом и увеличивающееся с увеличением высоты, образуется КЛ, падающими на границу атмосферы из космического пространства.

КЛ представляют собой ядра различных элементов, следовательно, являются заряженными частицами. Наиболее многочисленны в КЛ ядра атомов водорода и гелия (~85 и ~10 % соответственно). Доля ядер всех остальных элементов таблицы Менделеева не превышает ~5 %. Небольшую часть КЛ составляют и (менее 1 %).

В процессах, происходящих во , КЛ играют важную роль. Плотность энергии КЛ в составляет ~1 эВ/см 3 , что сравнимо с плотностями энергий и галактического магнитного поля.

По содержанию в КЛ элементов лития, бериллия и бора, которые образуются в результате ядерных взаимодействий космических частиц с атомами , можно определить то количество вещества X , через которое прошли КЛ, блуждая в межзвездной среде. Величина X примерно равна 5-10 г/см 2 . Время блуждания КЛ в межзвездной среде (или время их жизни) и величина X связаны соотношением X ≈ρct , где c - скорость частиц (обычно полагают, что величина c равна скорости света), ρ - средняя плотность межзвездной среды, составляющая ~10 - 24 г/см 3 , t - время блуждания КЛ в этой среде. Отсюда время жизни КЛ ~3·10 8 лет. Оно определяется либо выходом КЛ из Галактики и гало, либо их поглощением за счет неупругих взаимодействий с веществом межзвездной среды.

На рис. 1 показаны энергетические спектры J (E ) для протонов Н, ядер гелия Не, углерода С и железа Fe, которые наблюдаются в космическом пространстве. Величина J (E ) представляет собой количество частиц, имеющих энергию в диапазоне от E до E +δE и проходящих через единичную поверхность в единицу времени в единице телесного угла в направлении, перпендикулярном поверхности. Видно, что основную долю в КЛ составляют протоны, затем следуют ядра гелия. Доля остальных ядер невелика.

По своему происхождению КЛ можно разделить на несколько групп.

1) КЛ галактического происхождения (ГКЛ). Источником ГКЛ является наша Галактика, в которой происходит ускорение частиц до энергий ~10 18 эВ. Спектры КЛ, изображенные на рис. 1, относятся к ГКЛ.

2) КЛ метагалактического происхождения, они имеют самые большие энергии, E >10 18 эВ, образуются в других галактиках.

3) Солнечные КЛ (СКЛ) , генерируемые на Солнце во время солнечных вспышек.

4) Аномальные КЛ (АКЛ), образующиеся в Солнечной системе на периферии гелиомагнитосферы .

КЛ самых малых и самых больших энергий различаются в 10 15 раз. С помощью только одного типа аппаратуры невозможно исследовать такой огромный диапазон энергий, поэтому для изучения КЛ используются разные методы и приборы: в космическом пространстве - с помощью аппаратуры, установленной на спутниках и космических ракетах, в атмосфере Земли - с помощью малых шаров-зондов и больших высотных аэростатов, на ее поверхности - с помощью наземных установок (некоторые из них достигают размеров в сотни квадратных километров), расположенных либо высоко в горах, либо глубоко под землей, либо на больших глубинах в океане, куда проникают частицы высоких энергий.

КЛ при своем распространении в межзвездной среде взаимодействуют с межзвездным газом, а при попадании на Землю - с атомами атмосферы. Результатом таких взаимодействий являются вторичные частицы - протоны и , электроны, γ-кванты , .

Основными типами детекторов, которые используются при изучении КЛ, являются фотоэмульсии и рентгеновские пленки, ионизационные камеры, газоразрядные счетчики, счетчики нейтронов, черенковские и сцинтилляционные счетчики, твердотельные полупроводниковые детекторы, искровые и дрейфовые камеры.

2. Галактические космические лучи

КЛ используются для изучения ядерных взаимодействий частиц. В области высоких энергий, которые пока недостижимы на современных ускорителях, космические частицы являются единственным средством изучения ядерных процессов. Для изучения взаимодействий КЛ высоких энергий (E ≈10 15 эВ) с веществом используются ионизационные калориметры. Эти приборы, впервые предложенные Н.Л. Григоровым с сотрудниками, представляют собой несколько рядов детекторов - ионизационных камер или сцинтилляционных счетчиков, между которыми расположен поглотитель из свинца или железа. На верхней части калориметра помещается мишень из легкого вещества - углерода или алюминия. Частица, падающая на поверхность ионизационного калориметра, взаимодействует с ядром мишени, образуя вторичные частицы. Их число сначала возрастает, достигая некоторого максимального значения, и затем постепенно убывает по мере продвижения в тело калориметра. Детекторы измеряют ионизацию под каждым слоем поглотителя. По кривой зависимости степени ионизации от номера слоя можно определить энергию попавшей в калориметр частицы. Этими приборами впервые в мире был измерен спектр первичных КЛ в диапазоне энергий от ~10 11 до ~10 14 эВ. КЛ в диапазоне энергий 10 11 EJ(E )=J 0 E - 2,75 .

Для изучения характеристик ядерных взаимодействий КЛ очень больших энергий необходимы установки с большой площадью регистрации, так как поток высокоэнергичных частиц крайне мал. Их называют рентгеновскими камерами. Это приборы с площадью поверхности до нескольких сотен квадратных метров, состоящие из рядов рентгеновских пленок, перемежающихся слоями свинца. В результате взаимодействия КЛ с частицами воздуха образуются мезоны, часть из которых затем размножается в свинце, оставляя пятна на рентгеновской пленке. По числу и величине этих пятен, плотности их потемнения и по расположению в разных слоях определяется энергия взаимодействующей частицы и направление ее прихода.

Для изучения КЛ с энергиями выше 10 14 эВ используется свойство частиц высоких энергий создавать очень много вторичных частиц, в основном протонов и пионов, в результате взаимодействия первичной частицы с ядрами атомов в атмосфере. Обладающие достаточно высокой энергией протоны и пионы в свою очередь являются ядерно-активными частицами и вновь взаимодействуют с ядрами атомов воздуха. Как заряженные (π ±), так и нейтральные (π 0) пионы - это нестабильные частицы со временем жизни t ≈10 - 16 с для покоящегося π 0 и t ≈2,6·10 - 8 с для покоящихся π ± . Пионы сравнительно малых энергий не успевают вступить во взаимодействие с ядром атома воздуха и могут распасться на γ-кванты, положительные и отрицательные мюоны (μ ±), нейтрино (ν) и антинейтрино (ν -): π 0 → γ + γ ; π ± → μ ± + ν +ν - . Мюоны также являются нестабильными частицами со временем жизни для покоящегося мюона t ≈2,2·10 - 6 с и распадаются по схеме μ ± → e ± + ν + ν - . Гамма-кванты и электроны (позитроны ) за счет электромагнитного взаимодействия с атомами воздуха дают новые гамма-кванты и электроны. Таким образом в атмосфере образуется каскад частиц, состоящий из протонов, нейтронов и пионов (ядерный каскад), электронов (позитронов) и γ-квантов (электромагнитный каскад). Впервые ливни наблюдал Д.В. Скобельцын в конце 20-х годов.

Каскады в атмосфере, вызываемые частицами больших энергий и занимающие обширные площади, получили название широких атмосферных ливней. Они были открыты французским физиком П. Оже и его сотрудниками в 1938 году. Высокоэнергичная космическая частица образует ливень с огромным числом вторичных частиц, так, например, частица с E =10 16 эВ в результате взаимодействий с атомами воздуха вблизи поверхности Земли порождает примерно 10 млн вторичных частиц, распределенных на большой площади.

Хотя поток высокоэнергичных КЛ, падающих на границу земной атмосферы, крайне мал, широкие атмосферные ливни занимают значительные площади и могут быть зарегистрированы с высокой эффективностью. Для этой цели на поверхности земли размещаются детекторы частиц на площади в десятки квадратных километров, причем регистрируются только те события, в которых срабатывает сразу несколько детекторов. Широкий атмосферный ливень можно упрощенно представить в виде диска частиц, движущегося в атмосфере. На рис. 2 показано, как такой диск частиц широкого атмосферного ливня падает на детекторы регистрирующей установки. В зависимости от энергии космической частицы размер диска (поперечный размер ливня) может составлять от нескольких десятков метров до километра, а его толщина (продольный размер или фронт ливня) - десятки сантиметров. Частицы в ливне движутся со скоростью, близкой к скорости света. Число частиц в ливне существенно уменьшается при переходе от центра диска к его периферии. Поперечный размер широкого атмосферного ливня и число частиц в нем увеличивается с ростом энергии первичной частицы, которая образует этот ливень. Самые большие наблюдаемые на сегодняшний день ливни от первичных частиц с E ≈10 20 эВ содержат несколько миллиардов вторичных частиц. Измеряя многими детекторами пространственное распределение частиц в ливне, можно найти их полное число и определить энергию первичной частицы, которая данный ливень образовала. Поток частиц с энергиями E ≈10 20 эВ очень мал. Например, на 1 м 2 на границе атмосферы за 1 млн лет падает лишь одна частица с E ≈10 19 эВ. Для регистрации столь малых потоков необходимо иметь большие площади, покрытые детекторами, чтобы зарегистрировать достаточное количество событий за разумное время. На гигантских установках по регистрации широких атмосферных ливней было "поймано" несколько частиц, имеющих энергии свыше 10 20 эВ (максимальная зарегистрированная в настоящее время энергия частицы равна ~3·10 20 эВ).

Существуют ли КЛ более высоких энергий? В 1966 году Г.Т. Зацепин, В.А. Кузьмин и американский физик К. Грейзен высказали предположение, что спектр КЛ при энергиях E >3·10 19 эВ должен обрезаться из-за взаимодействия высокоэнергичных частиц с реликтовым излучением Вселенной. Регистрация нескольких событий с энергией E ≈10 20 эВ может быть объяснена, если предположить, что источники этих частиц удалены от нас на расстояния не более 50 Мпк. В этом случае взаимодействий КЛ с фотонами реликтового излучения практически не будет из-за малого количества фотонов на пути частицы от источника к наблюдателю.

В области высоких энергий КЛ наблюдается несколько особенностей.

1) Спектр КЛ испытывает излом при E ≈10 15 эВ. Показатель наклона спектра КЛ до излома γ≈2,75, для частиц больших энергий спектр становится круче, γ≈3,0. Эта важная особенность в спектре КЛ была открыта С.Н. Верновым и Г.Б. Христиансеном при изучении спектра широких атмосферных линий. Наблюдаемый излом в спектре при таких больших энергиях может быть вызван более быстрым выходом КЛ из нашей Галактики по сравнению с частицами меньших энергий или может быть обусловлен изменением природы их источников. Возможно также изменение химического состава КЛ в области излома.

2) При энергии частиц E ≈10 18 эВ спектр КЛ становится еще круче, γ≈3,3. Это вызвано, по-видимому, тем фактом, что в данном диапазоне энергий КЛ преимущественно метагалактического происхождения, их спектр имеет другой наклон.

3) Спектр частиц с E >10 19 эВ становится более пологим, γ≤3,3. Этот эффект вызван взаимодействием КЛ, имеющих энергии E >10 19 эВ, с , в процессе которого КЛ теряют часть своей энергии и переходят в область меньших энергий, что делает спектр частиц более пологим.

4) Спектр КЛ с энергиями свыше 10 20 эВ может быть получен лишь после длительных наблюдений, когда будет зарегистрировано достаточное количество событий с такими экстремальными энергиями. Для того чтобы существенно увеличить число случаев регистрации широких атмосферных ливней от частиц с энергиями E >10 19 эВ, в ближайшие годы планируется построить три гигантские установки с детекторами, размещенными на площади более 1000 км 2 . С их помощью ученые надеются получить ответ на вопрос о спектре КЛ в области сверхвысоких энергий и о максимально возможной энергии космических частиц.

КЛ сверхвысоких энергий будут удерживаться в Галактике ее магнитными полями, если радиус кривизны траектории частицы много меньше размеров Галактики. Используя соотношение между энергией частицы (E , эВ), ее радиусом кривизны (r ≈10 22 см - размер Галактики) и напряженностью магнитного поля (H ≈10 - 6 Э), E = 300Hr , получим максимальную энергию КЛ, которые могут удерживаться в нашей Галактике: E max ≈10 18 эВ. Это говорит о том, что КЛ более высоких энергий могут иметь метагалактическое происхождение.

3. Гамма-астрономия высоких и сверхвысоких энергий

КЛ образуются не только при взрывах сверхновых звезд . Источниками КЛ могут быть и другие космические объекты (пульсары, квазары и пр.). Можно с большой уверенностью полагать, что источники КЛ будут также и источниками высокоэнергичных γ-квантов. Гамма-кванты, в отличие от заряженных частиц, не испытывают воздействия космических магнитных полей и распространяются прямолинейно от источника к наблюдателю. Обнаружение таких светящихся в гамма-излучении космических объектов могло бы стать неопровержимым доказательством существования конкретных источников КЛ.

Идея экспериментов, начатых в начале 60-х годов советским ученым А.Е. Чудаковым, по поиску звездных источников высокоэнергичных γ-квантов заключается в следующем. Гамма-квант , падающий на границу земной атмосферы, порождает ливень частиц, состоящий из электронов и вторичных γ-квантов. Любая заряженная частица, движущаяся со скоростью, превышающей скорость света в среде, создает в ней, в данном случае в земной атмосфере, световое излучение, которое называется . Идея экспериментов состоит в том, чтобы собрать черенковский свет от ливня вторичных заряженных частиц, образованного γ-квантом высокой энергии, падающим на поверхность атмосферы из данного направления. На рис. 3 схематически изображен атмосферный ливень, образованный таким гамма-квантом. В установках, регистрирующих черенковский свет, используется ряд сферических зеркал. В фокусе каждого расположены несколько десятков фотоэлектронных умножителей - приборов, очень чувствительных к изменению светового потока, падающего на зеркало из данного направления. Наблюдения возможны лишь в ясные и безлунные ночи.

Потребовались большие усилия ученых многих стран мира по совершенствованию аппаратуры, методов обработки информации, прежде чем в середине 80-х годов был обнаружен поток высокоэнергичных γ-квантов от двух объектов: и ядра активной галактики Маркарян-421. Обнаруженные потоки γ-квантов были ничтожно малыми. Например, поток гамма-квантов с E γ >10 12 эВ от Крабовидной туманности составил всего N γ ≈10 - 12 квантов·см - 2 ·с - 1 . В начале 1997 года несколькими наземными γ-установками был открыт самый мощный источник высокоэнергичного γ-излучения - галактика Маркарян-501. Поток высокоэнергичных γ-квантов от этого источника меняется со временем, его максимальное значение в несколько раз превосходит суммарную величину потока γ-квантов от ранее известных источников.

4. Модуляционные эффекты в космических лучах

Интерес к исследованию КЛ с энергиями E солнечным ветром . Солнечный ветер обычно имеет на орбите Земли скорость 400-500 км/с и плотность частиц 5-10 см - 3 . В отличие от солнечный ветер состоит не из нейтральных молекул, а в основном из ионизованных атомов водорода и электронов. Этот ионизованный, но электрически нейтральный газ захватывает и уносит с собой солнечное магнитное поле, которое заполняет околосолнечное пространство и образует межпланетное магнитное поле. Из-за вращения Солнца вокруг своей оси с периодом 27 суток это магнитное поле закручивается в спираль. Напряженность межпланетного магнитного поля у орбиты Земли составляет примерно 7·10 - 5 Э, что на много порядков меньше напряженности магнитного поля на поверхности Земли (~0,5 Э).

Квазисферическая область пространства вокруг Солнца, имеющая радиус примерно 100 а.е., заполненная движущейся солнечной с вмороженным в нее магнитным полем, называется гелиомагнитосферой .

Гелиомагнитосфера разделена нейтральным токовым слоем на два полушария, в которых магнитные поля имеют противоположные направления. Магнитные силовые линии в гелиомагнитосфере имеют многочисленные изгибы и изломы, называемые магнитными неоднородностями, возникающими из-за неоднородностей солнечного магнитного поля, изменений скорости и плотности солнечного ветра, а также зависимости этих величин от гелиошироты и гелиодолготы.

КЛ, распространяясь в гелиомагнитосфере, рассеиваются на движущихся со скоростью солнечного ветра магнитных неоднородностях и уносятся за пределы гелиомагнитосферы. Для КЛ больших энергий (E >10 11 эВ) процессы их рассеяния и конвективного выноса несущественны, и из межзвездной среды практически все частицы столь высоких энергий попадают на орбиту Земли. Однако с уменьшением энергии все меньшее число частиц способно достичь орбиты Земли. Доля частиц галактических КЛ (ГКЛ) , которая доходит до орбиты Земли от границы гелиомагнитосферы, будет тем меньше, чем меньше энергия частиц и чем больше плотность магнитных неоднородностей межпланетного магнитного поля, а также чем больше скорость солнечного ветра. Плотность магнитных неоднородностей сильно зависит от уровня солнечной активности . В меньшей степени от уровня солнечной активности зависит скорость солнечного ветра. Так что наблюдаемая интенсивность ГКЛ внутри гелиомагнитосферы определяется уровнем солнечной активности.

Для изучения особенностей долговременного поведения КЛ было организовано их непрерывное наблюдение. В конце 50-х годов к началу Международного геофизического года во всем мире была создана сеть станций КЛ. В нашей стране такую сеть организовал С.Н. Вернов. Каждая станция включала в себя нейтронный монитор - прибор, регистрирующий вторичную ядерно-активную компоненту КЛ (в основном нейтроны), образующиеся при взаимодействиях КЛ с ядрами атомов воздуха. Так как станций было создано достаточно много и они были расположены более или менее равномерно по всему земному шару, одновременные показания этих приборов позволили получать мгновенную картину распределения потоков КЛ в межпланетной среде.

Экспериментальные данные показывают следующее. Во-первых, в КЛ наблюдается отчетливый 11-летний цикл. Когда Солнце спокойно и солнечная активность минимальна, поток КЛ в гелиосфере и на орбите Земли достигает максимальных значений. При активном Солнце поток КЛ минимален. На рис. 4,а приведен временной ход уровня солнечной активности (среднегодовое число солнечных пятен), а на рис. 4,б - временной ход потока ГКЛ. Видна цикличность и четкая противофазность приведенных кривых. Кроме того, на рис. 4,а показаны направления полярных магнитных полей Солнца в этот же период. Если принять в качестве положительной фазы 22-летнего солнечного магнитного цикла те эпохи, когда магнитные поля в северной полярной шапке направлены наружу от Солнца, а в южной полярной шапке - внутрь Солнца, то на приведенных кривых видно, что КЛ ведут себя по-разному в положительной и отрицательной фазах 22-летнего солнечного магнитного цикла. В отрицательные фазы (1960-1968 годы и 1982-1989 годы) кривая изменения потока КЛ имеет остроконечную форму. В положительные фазы (1972-1980 годы и с 1992 года по настоящее время) во временных изменениях потока КЛ наблюдается плато. Такое различие в поведении КЛ, когда магнитные поля в межпланетной среде различаются знаком, связано с различным направлением скорости дрейфа заряженных частиц в квазирегулярных магнитных полях гелиомагнитосферы .

Наряду с долговременными вариациями КЛ, связанными с 11- и 22-летними солнечными циклами, КЛ испытывают более короткопериодические изменения. К ним прежде всего относятся 27-дневные вариации КЛ, обусловленные вращением Солнца. 27-дневные вариации КЛ отчетливо проявляются в периоды развитой солнечной активности и слабо выражены в годы спокойного Солнца. Как правило, амплитуда этих вариаций не превышает 2 % от величины полного потока.

Суточные изменения КЛ связаны с вращением Земли и неизотропным распределением потока КЛ в гелиосфере. Существует класс периодических или квазипериодических вариаций КЛ, связанных, например, с годовым вращением Земли вокруг Солнца, изменением положения Земли относительно плоскости солнечного экватора и пр.

Наряду с квазипериодическими вариациями КЛ существуют их спорадические изменения, называемые форбуш-понижениями , суть которых состоит в следующем. Внезапно в течение нескольких часов или меньше поток КЛ, регистрируемый наземными станциями в атмосфере Земли или на искусственных спутниках, начинает резко падать. В некоторых случаях амплитуда этого падения может достигать десятка процентов. Такие события происходят после мощных взрывов на Солнце. Образовавшаяся распространяется в с огромной скоростью, достигающей 1000 км/с и более. Эта ударная волна несет перед собой усиленное , которое не позволяет заряженным частицам проникать внутрь высокоскоростного потока. Поэтому, когда Земля оказывается за фронтом ударной волны этого потока, интенсивность КЛ резко спадает. Поскольку вспышки на Солнце происходят чаще всего в годы высокой и соответственно в эти периоды наиболее часто генерируются ударные волны, наиболее часто наблюдаются в годы активного Солнца. Часто форбуш-понижения происходят в периоды мощных возмущений земного магнитного поля (во время геомагнитных бурь), которые также вызываются воздействием высокоскоростного потока солнечного ветра на магнитное поле Земли.

В начале 70-х годов изучение КЛ малых энергий, проводимое на космических аппаратах, привело к открытию аномальной компоненты КЛ (АКЛ). Ее 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 АКЛ существенно отличается от спектра ГКЛ. Здесь наблюдается возрастание потока частиц, связанное, как полагают, с ускорением ионов в ударной волне на границе гелиомагнитосферы и последующей диффузией этих частиц во внутренние районы гелиосферы. Кроме этого, распространенность элементов АКЛ значительно отличается от соответствующих величин в ГКЛ.

5. Солнечные космические лучи

Солнце само также является источником (СКЛ). СКЛ - это заряженные частицы, ускоренные во вспышечных процессах на Солнце до энергий, во много раз превышающих тепловые энергии частиц на его поверхности. СКЛ впервые были зарегистрированы в начале 40-х годов ионизационными камерами - наземными приборами, которые регистрировали высокоэнергичные мюоны.

Что же представляет собой вспышка СКЛ? Астрономы, наблюдающие за Солнцем, заметили, что во время роста солнечной активности в активных областях на поверхности Солнца, где сосредоточено много пятен и имеется сложная конфигурация фотосферных магнитных полей, неожиданно возникает яркое свечение в оптическом диапазоне спектра. Примерно в это же время наблюдается увеличение радиоизлучения Солнца и очень часто появление рентгеновского и гамма-излучений , сопровождающих выброс коронального вещества в виде потока ускоренных заряженных частиц. В настоящее время полагают, что основным источником энергии солнечной вспышки является энергия аннигиляции солнечного магнитного поля в активной области и образование нейтрального токового слоя. Заряженные частицы СКЛ, ускоренные в солнечной вспышке, выбрасываются в межпланетное пространство и затем распространяются в нем.

Распространение СКЛ в межпланетной среде определяется условиями, которые существовали в ней до вспышки. Если условия были спокойными, то есть скорость солнечного ветра не слишком отличалась от средней и магнитное поле не испытывало существенных флуктуаций, то СКЛ будут распространяться в соответствии с законом диффузии, причем диффузия вдоль магнитных силовых линий будет определяющей. Если при вспышке на Солнце генерирована мощная ударная волна , то частицы ускоряются на фронте волны при ее распространении в короне Солнца и в межпланетной среде. Наиболее часто СКЛ на орбите Земли наблюдаются в тех случаях, когда магнитная силовая линия, пересекающая место вспышки, проходит через Землю. Статистический анализ числа зарегистрированных событий СКЛ с энергиями более нескольких сотен мегаэлектронвольт показывает, что наиболее часто регистрируются СКЛ, которые были ускорены во вспышках, имевших место на западном лимбе (крае) Солнца. В последние годы появились доказательства того, что ускорение частиц может происходить на фронте ударной волны вблизи Солнца. Таким образом, ускоренные частицы могут регистрироваться также и вдали от линии соединения вспышки и наблюдателя. Довольно часто вспышки СКЛ происходят во время форбуш-понижений .

Поток заряженных частиц, ускоренных во вспышках на Солнце, огромен и представляет угрозу всему живому. Магнитное поле и атмосфера спасают Землю от этой чудовищной радиации. Однако космонавтам, отправляющимся в далекие космические путешествия, например к Марсу, необходимо иметь заблаговременную информацию о возможности появления таких событий, чтобы принять защитные меры. Задача установления основных закономерностей возникновения вспышек СКЛ, прогнозирования таких событий решается учеными многих стран мира в течение нескольких десятков лет. К сожалению, вопрос о заблаговременном прогнозировании СКЛ и определении их основных характеристик на орбите Земли еще далек от решения.

6. Космические лучи в магнитосфере и атмосфере Земли

КЛ, прежде чем достигнуть поверхности Земли, должны пройти земное магнитное поле (магнитосферу) и земную атмосферу. Магнитное поле Земли имеет сложную структуру. Внутренняя область магнитосферы с размерами в несколько радиусов Земли (R ⊕ =6378 км) имеет дипольную структуру. На стороне Земли, обращенной к Солнцу, на расстоянии ~10R ⊕ солнечный ветер и земное магнитное поле в результате взаимодействия образуют стоячую ударную волну. На этом расстоянии солнечный ветер обтекает магнитное поле, размыкая часть силовых линий на передней (освещенной) границе магнитного поля Земли, и переносит их на ночную сторону Земли, образуя хвост магнитосферы. Хвост магнитосферы, состоящий из разомкнутых силовых линий, простирается на расстояние в несколько сотен радиусов Земли. На рис. 5 схематически изображена земная магнитосфера. КЛ, попадая в геомагнитосферу, движутся в ней сложным образом, так как на любую заряженную частицу в магнитном поле действует сила Лоренца, равная F =(q /c )[v ×B ], где q - заряд частицы, c - скорость света в вакууме , v - скорость частицы, а B - индукция магнитного поля. Зная F , можно определить траекторию частицы из уравнения

m (d v /dt )=(q /c )[v ×B ],

Где m - масса частицы. Так как B сложным образом зависит от координат точки наблюдения, то вычисление траектории движения частицы в магнитном поле Земли немыслимо без использования мощных вычислительных машин и соответствующего программного обеспечения и стало возможным только в наше время.

В начале нашего века движение заряженных частиц в поле магнитного диполя было рассмотрено шведским ученым С. Штермером. В магнитном поле движение частицы определяется ее магнитной жесткостью R =pc /q , где p - импульс частицы. Частицы, обладающие одинаковой жесткостью R , будут двигаться в одном и том же поле одинаково. Расчеты показали, что частица попадет в данную точку магнитосферы, если ее магнитная жесткость будет превосходить некоторую минимальную величину, называемую жесткостью геомагнитного обрезания R min . Частицы, имеющие R R min , попасть в данную точку магнитосферы под данным углом не могут. Обычно величина R выражается в мега- или в гигавольтах: МВ или ГВ. В полярные районы геомагнитосферы, в районы магнитных полюсов проникают частицы с очень малыми значениями R . Однако по мере продвижения к геомагнитному экватору величина R min существенно увеличивается и достигает значений ~15 ГВ. Таким образом, если измерять поток КЛ, двигаясь от полюса к экватору, то его величина будет постепенно уменьшаться, так как магнитное поле Земли будет препятствовать их проникновению. Это явление получило название широтного хода КЛ. Обнаружение широтного хода КЛ послужило доказательством того, что КЛ являются заряженными частицами.

Свойство геомагнитосферы пропускать в данную точку КЛ с жесткостью лишь выше R min используется для наблюдений КЛ в различных диапазонах энергий. Для этих целей стандартными приборами (нейтронными мониторами, кубическими телескопами, радиозондами и пр.) измеряют КЛ в районах полярных, средних и экваториальных широт, имеющих различные значения R min .

Вскоре после запусков первых в 1958 году американцем Дж. Ван Алленом и советскими учеными С.Н. Верновым и А.Е. Чудаковым были открыты внутренний и внешний радиационные пояса Земли. являются магнитными ловушками для заряженных частиц. Если частица попадает внутрь такой ловушки, то она захватывается и живет в ней довольно долго. Поэтому в радиационных поясах потоки захваченных частиц огромны по сравнению с потоками вне поясов. Схематически радиационные пояса показаны на рис. 5. Внутренний пояс состоит в основном из протонов и находится на расстоянии в несколько тысяч километров от поверхности Земли, если расстояние отсчитывать в экваториальной плоскости. Основным механизмом, который поставляет протоны во внутренний радиационный пояс, является механизм распада медленных нейтронов. Нейтроны образуются при взаимодействии КЛ с ядрами элементов воздуха. Это нестабильные частицы со временем жизни ~10 минут. Часть нейтронов имеет достаточную скорость, чтобы уйти за пределы атмосферы (граница атмосферы расположена на высоте ~30-35 км), попасть в область геомагнитной ловушки и там распасться: n →p +e - +ν. Измерения и расчеты потоков нейтронов, идущих вверх из атмосферы Земли, показали, что этот источник является основным поставщиком протонов во внутренний радиационный пояс. Максимум потока захваченных протонов внутреннего радиационного пояса (протоны с E >35 МэВ) зафиксирован на расстоянии примерно в 1,5R ⊕ .

На рис. 5 заштрихованные области представляют собой области захвата частиц - радиационные пояса Земли. Магнитосфера Земли не симметрична на дневной и ночной сторонах, поэтому области захвата частиц также различны. Это различие вызвано воздействием солнечного ветра на геомагнитосферу и особенно сказывается на ее внешних областях. Поэтому сильная асимметрия в расположении области захвата наблюдается для частиц внешнего радиационного пояса и в значительно меньшей степени для частиц внутреннего пояса.

В последнее время все большее внимание привлекает роль КЛ в атмосферных процессах. Хотя плотность энергии КЛ мала по сравнению с соответствующими величинами различных атмосферных процессов, в некоторых из них КЛ играют решающую роль. В земной атмосфере на высотах менее 30 км КЛ являются главным источником образования ионов. От плотности ионов во многом зависят процессы конденсации и образования водяных капель. Так, во время форбуш-понижений уменьшается облачность и уровень выпадения осадков. После вспышек на Солнце и прихода СКЛ на Землю величина облачности и уровень осадков увеличиваются. Эти изменения как в первом, так и во втором случаях составляют значительную величину - не менее 10 %. После вторжения в полярные области Земли больших потоков малоэнергичных частиц от солнечных вспышек наблюдается изменение температуры в верхних слоях атмосферы. КЛ активно участвуют в образовании грозового электричества. В настоящее время активно изучается влияние КЛ на концентрацию озона и на другие процессы в атмосфере.

7. Заключение

КЛ представляют собой интереснейшее явление природы, и, как все в природе, оно тесно связано с другими процессами в звездных объектах, в нашей Галактике, на Солнце, в гелиомагнитосфере и в атмосфере Земли. Человек уже многое знает о КЛ, но такие важные вопросы, как причины ускорения КЛ, в том числе до столь гигантских значений как E



рис. Космические лучи


Космические лучи - это поток заряженных частиц, движущихся в Галактике с чудовищными скоростями. Это главным образом ядра обычных химических элементов, по-видимому, возникающие в результате взрывов сверхновых звезд, движение которых по галактическим маршрутам регулируется слабыми магнитными полями, пронизывающими нашу Галактику. Космические лучи - это неотъемлемая часть межзвездной среды, и в них заключена значительная доля общей ее энергии. Когда мы прослеживаем пути космических лучей, регистрируя их с помощью специальных толстослойных фотографических эмульсий, мы действительно регистрируем захват частицы, дошедшей до нас из межзвездного пространства. В наши дни космические лучи - это единственные известные частицы, пришедшие из-за пределов Солнечной системы, с которыми мы можем иметь прямой контакт. По одной лишь этой причине они заслуживают тщательного исследования.

Открытие космических лучей


Космические лучи, которым удалось достичь Земли, пройдя сквозь толщу атмосферы, подверглись воздействию магнитного поля Земли и возможных межпланетных полей. Они также испытали действие солнечного ветра - потока частиц, выбрасываемых в пространство солнечной атмосферой. Космические лучи были впервые зарегистрированы около 60 лет назад благодаря ионизационным эффектам, которые они вызывают в ионизационных камерах. Информацию о направлениях, по которым приходят космические лучи, можно получить, проследив воздействие одной единственной заряженной частицы на цепочку соответствующим образом установленных ионизационных камер. Учеными установлено, что земная атмосфера сильно влияет на все частицы, кроме тех, которые обладают наибольшей энергией, и что на Земле регистрируются потоки вторичных космических лучей - «атмосферные ливни»,- возникающие в результате взаимодействия космических частиц высоких энергий с атомами верхних слоев атмосферы.


фото: наземная гамма обсерватория VERITAS для регистрации космического излучения


Всесторонние научные исследования позволили изучать свойства заряженных частиц, входящих в состав космических лучей. Легко были отождествлены самые распространенные их компоненты: ядра атомов водорода, протоны, и ядра атомов гелия, альфа частицы, состоящие из двух протонов и двух нейтронов. Но вскоре стало ясно, что присутствуют также ядра более тяжелых элементов, в частности ядра атомов железа с атомным номером Z = 26. Не так давно при помощи современных методов «проявления следов» удалось проследить пути частиц в метеоритах, что позволило обнаружить в космических лучах элементы тяжелее железа. Самым тяжелым ядром из ныне обнаруженных является ядро с атомным номером Z = 106, т. е. трансурановое ядро.

Влияние магнитного поля Земли на заряженные частицы из космоса


Магнитное поле Земли воздействует на частицы космических лучей в такой степени, что становится очень трудно проследить первоначальное направление до входа в магнитосферу Земли всех частиц, кроме тех, которые обладают наибольшими энергиями. Кроме того, взаимодействие частиц космических лучей и газов верхних слоев атмосферы создает вторичные эффекты в виде ливней ионизованных частиц. Магнитное поле Земли и ее атмосфера - это надежный щит, защищающий нас от космических лучей! Огромную помощь в изучении космических лучей до их вторжения в атмосферу Земли и до воздействия на них земного магнитного поля оказывают искусственные спутники. Чрезвычайно важная задача будущего - проводить исследование на космических аппаратах за пределами внутренней области Солнечной системы.

Природа космического излучения


Ученые выяснили, что наибольшая часть космических лучей, причем с наименьшими энергиями, имеет солнечное происхождение, но главный вклад вносят космические лучи, приходящие из и обладающие высокими энергиями. Возможно, что некоторая доля космических лучей - это посланцы других галактик. Сейчас считают, что наиболее вероятным источником космических лучей в Галактике являются взрывы сверхновых.


фото: Вспышка сверхновой - источник галактического излучения


Как мы отмечали, главными компонентами космических лучей являются протоны и альфа-частицы. За ними идут элементы с атомными номерами Z = 30 и больше, особенно группа железа. Интересно также, что среди частиц космических лучей встречаются и электроны. Нелегко отделить истинные космические электроны от электронов, образовавшихся в солнечном ветре и в результате вторичных эффектов в земной атмосфере. Наблюдения с искусственных спутников в периоды минимума солнечной активности позволяют получить наилучшие данные о свободных электронах в межзвездном и межпланетном пространстве. Результаты исследования космических лучей позволили нам узнать много нового и интересного об относительном распределении химических элементов и их распространенности в межзвездном пространстве.

Гипотеза сверхновых


В последние годы специалисты по космическим лучам много спорили о том, возникают ли космические лучи в нашей Галактике или за ее пределами. В целом представляется, что одерживают верх сторонники галактического происхождения космических лучей. Наибольшее внимание привлекла гипотеза, выдвинутая советскими учеными В. Л. Гинзбургом, В. Н. Сыроватским и поддержанная И. С. Шкловским, согласно которой космические лучи возникают при взрывах сверхновых звезд в нашей Галактике. В , происходит 2- 3 взрыва сверхновых в столетие. Энергия, освобождающаяся при каждом таком взрыве, колоссальна, и тот факт, что известные остатки вспышек сверхновых, например Крабовидная туманность, являются источниками синхротронного радиоизлучения, указывает на присутствие вокруг них крупномасштабных магнитных полей. Ядра атомов, выбрасываемые в космическое пространство в качестве побочных продуктов взрыва сверхновых звезд, ускоряются этими магнитными полями, что позволяет понять высокие энергии частиц космических лучей.

Можно не сомневаться в том, что космические лучи в больших количествах не могут приходить к нам от далеких галактик, находящихся на расстояниях нескольких миллиардов парсек. Гипотеза сверхновых обеспечивает постоянный приток частиц с примерно требуемой энергией. Именно поэтому представляется вполне разумным искать источник космических лучей в самых грандиозных явлениях, происходящих в нашей Галактике - взрывах сверхновых.

КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ (КЛ) - поток заряж. частиц высокой энергии, преим. протонов, приходящих к Земле приблизительно изотропно со всех направлений космич. пространства. Внутрь Солнечной системы КЛ попадают в основном из межзвёздного пространства от источников, расположенных в пределах нашей Галактики,- галактические КЛ (ГКЛ): самые энергичные частицы имеют, по-видимому, внегалактич. происхождение - метагалактичсские КЛ; нек-рая доля КЛ приходит от Солнца после мощных солнечных вспышек - солнечные КЛ (СКЛ). Названные КЛ являются первичными. При вхождении в атмосферу Земли, сталкиваясь с ядрами атомов воздуха, они образуют большое количество вторичных частиц (протонов, электронов, мезонов, фотонов и др.) - вторичные КЛ, к-рые затем регистрируются приборами на Земле.

Общая характеристика КЛ . Существование КЛ было установлено в 1912 В. Гессом (V. Hoss) по производимой ими воздуха; возрастание ионизации с высотой доказывало их внеземное происхождение; отклонение КЛ в магн. поле [Р. Милликен (R. A. Millikan), 1923; Д. В. Скобельцын, 1927: С. Н. Вернов, 1935] показало, что первичные КЛ представляют собой поток заряж. частиц.

КЛ напоминают сильно разреженный газ, частицы к-рого практически не сталкиваются друг с другом, по взаимодействуют с веществом и эл--магн. полями межзвёздного и межпланетного простраиства. Ядра атомов разл. элементов, входящие в состав КЛ, полностью лишены электронов и обладают огромными кинетич. энергиями (вплоть до 10 20 эВ). Хотя суммарный поток первичных КЛ на границе с атмосферой Земли невелик (1 частица/см 2* с), ср. плотность их энергии (1 эВ/см 3) сравнима со ср. плотностью лучистой энергии звёзд в межзвёздной среде, энергии теплового движения межзвёздного газа и кинетич. энергии его турбулентных движений, а также со ср. плотностью энергии магн. поля Галактики.

Важная особенность КЛ - нетепловое происхождение их энергии. Действительно, при темп-ре 10 9 К, характерной, по-видимому, для звёздных недр, энергия теплового движения частиц не превышает 10 5 эВ. Осн. же масса частиц КЛ, наблюдаемых у Земли, имеет энергии от 10 8 эВ и выше. Это означает, что КЛ приобретают энергию в специфич. астрофизич. процессах эл--магн. и плазменной природы.

Изучение КЛ даёт ценные сведения об эл--магн. условиях в разл. областях космич. пространства. Круг вопросов, связанных с изучением происхождения КЛ, их состава, спектра, временных вариаций, их роли в астрофиз. явлениях, составляет космофизический аспект КЛ.

С др. стороны, КЛ незаменимы в качестве естеств. источника частиц высокой энергии при изучении элементарной структуры вещества и взаимодействий между . Исследования такого рода относятся к ядерно-физическому аспекту КЛ. Именно детальное изучение зарядов и масс вторичных КЛ привело к открытию позитронов (1932), мюонов (1937), - и К-мезонов (1947), а также А 0 -, -гиперонов. Исследования КЛ в ядерно-физ. аспекте продолжаются в основном с целью определения характеристик элементарного акта ядерного взаимодействия при энергиях >10 15 эВ; кроме того, они дают информацию об интенсивности, спектре и анизотропии частиц при 10 15 -10 20 эВ, что очень важно для поиска источников КЛ и механизмов их ускорения. КЛ ещё долго будут оставаться уникальным источником частиц сверхвысоких энергий, т. к. на самых мощных совр. ускорителях макс. достигнутая энергия пока не превышает 10 14 эВ.

Методы наблюдения КЛ . Из-за огромного энергетич. диапазона КЛ (10 6 -10 20 эВ) методы их регистрации и наблюдения очень разнообразны. Это и наземные счётчиковые установки большой площади для регистрации т. н. широких атм. ливней (см. ниже), и мировая сеть нейтронных мониторов, и счётчиковые телескопы, ионизац. камеры, фотоядерные эмульсии, поднимаемые на аэростатах, геофизич. ракетах, на ИСЗ и межпланетных автоматич. станциях. С развитием космич. техники и радиохимич. методов стало возможным изучать характеристики КЛ по радиоизотопам и трекам, образуемым ими в метеоритах, лунном грунте и т. п.

Используются также косвенные методы изучения КЛ - по наблюдениям радиоизлучения космич. электронов, по данным о гамма-излучении от распада нейтральных пионов, образуемых КЛ в межзвёздном пространстве, по эл--магн. солнечных вспышек, по эффектам ионизации, вызываемым КЛ в ниж. части Земли (особенно в полярных широтах при вторжении СКЛ) и др.

Состав космических лучей . Более 90% частиц КЛ всех энергий составляют протоны, 7% - ядра гелия (-частпцы) и лишь небольшая доля (1%) приходится на ядра более тяжёлых элементов (эти цифры относятся к частицам с энергией 2,5 ГэВ/нуклон). Относит. содержание ядер элементов в КЛ приведено в таблице.

Относительное среднее содержание ядер элементов в КЛ, на Солнце и в звёздах

Элемент

Солнце

Звёзды

15 P- 21 SC

16 S - 20 Ca

22 Ti - 28 Ni

* Данные наблюдений для интервала энергий =1 - 20 Мэв/нуклон, остальные цифры в этой колонке относятся к >40 МэВ/нуклон. Точность значений 10-50%. ** Количество ядер кислорода принято за единицу.

Такой состав КЛ приблизительно соответствует ср. распространённости элементов во Вселенной с двумя существенными отклонениями: в КЛ значительно больше лёгких ядер (Li, Be, В) и тяжёлых ядер с Z 20. Большое количество ядер Li, Be, В по сравнению со ср. распространённостью связано, вероятно, с расщеплением тяжёлых ядер при столкновениях с ядрами атомов межзвёздной среды. Из наблюдаемого количества ядер лёгкой группы и изотопного состава ядер Be получены оценки расстояния, проходимого КЛ в межзвёздной среде (3 г/см 2 , или 3*10 25 см), и времени жизни КЛ в Галактике (10 8 лет). КЛ содержат также 1% релятивистских электронов с энергиями 1 ГэВ, а также позитроны, причём наблюдаемое отношение их интенсивностей составляет 0,1. В 1979- 1981 получены эксперим. свидетельства того, что в КЛ значит. количество антипротонов (10 -4 по отношению к протонам).

Энергетический спектр имеет вид немонотонной кривой с максимумом при 300-500 МэВ/нуклон и минимумом при =20-30 МэВ/нуклон (рис. 1). Уменьшение интенсивности КЛ при 400 МэВ/нуклон объясняют модуляцией, оказываемой межпланетными магн. полями, переносимыми солнечным ветром, хотя вид первичного спектра за пределами Солнечной системы неизвестен. Характерный провал в спектре в интервале 10-40 МэВ - вероятно, результат наиболее эфф. рассеяния частиц на неоднородностях межпланетного магн. поля.

Рис. 1. Дифференциальный спектр космических лучей (протонов) с e k 10 ГэВ в межпланетном пространстве вблизи орбиты Земли в 1965.

В области энергий левее минимума (10 МэВ) спектр испытывает сильные и частые нерегулярные вариации, вызванные потоками СКЛ. Энергетич. спектр СКЛ у Земли сильно меняется от вспышки к вспышке, имеет приблизительно степенной характер с показателем степени 3-7 (см. Солнечные космические лучи ).В спокойные периоды, когда потоки СКЛ обладают минимальной интенсивностью и относительно стабильны, в межпланетном пространстве существует квазистационарный фон малоэнергичных КЛ со спектром, показанным на рис. 1 (левее минимума).

Ниж. граница энергии СКЛ неопределённа и составляет 10 6 эВ. Верх. предел энергии СКЛ 2 10 9 эВ; имеются отд. указания о регистрации солнечных протонов с энергией до 10 10 эВ.

В области энергий выше 10 10 эВ дифференц. спектр уже не подвержен модуляции и хорошо описывается степенной ф-цией с показателем степени 2,7 вплоть до 10 15 эВ. При 10 15 эВ в спектре имеется излом, спектр становится более крутым (g3,2). В области e к 10 18 эВ форма спектра известна плохо, но есть указания на то, что спектр вновь становится более пологим. При e k 10 19 -10 20 эВ спектр должен резко обрываться из-за ухода частиц в межгалактич. пространство и взаимодействия с фотонным реликтовым излучением . Поток частиц сверхвысоких энергий очень мал: на площадь 10 км 2 за год попадает в среднем не более одной частицы e к 10 20 эВ.

Форма энергетич. спектра a-частиц и более тяжёлых ядер близка к форме спектра протонов; это означает, что хим. состав КЛ слабо зависит от энергии, однако данные о составе КЛ в области высоких энергий весьма скудны. Спектр электронов при достаточно высоких энергиях также близок к степенному с =2,7.

Вариации КЛ . Проникая в Солнечную систему, первичные ГКЛ вступают во взаимодействие с межпланетным магн. полем гелиосферы, к-рое формируется плазмой, движущейся радиально от Солнца (солнечный ветер ).В Солнечной системе устанавливается равновесие между конвективным потоком КЛ, выносимым солнечным ветром наружу, и потоком, направленным внутрь системы. Влияние межпланетного поля "чувствуют" частицы сравнительно небольших энергий (e к 10 10 эВ), ларморовский радиус к-рых сравним с размерами неоднородностей межпланетного магн. поля. Параметры гелиосферы изменяются с изменением солнечной активности в течении 11-летнего цикла, и в ГКЛ наблюдается модуляция интенсивности, наз. 11-летней вариацией. Интенсивность КЛ изменяется в противофазе с солнечной активностью. Амплитуда вариаций различна для разных энергий, а интегральный поток ГКЛ меняется приблизительно в два раза.

Кроме 11-летней наблюдаются ещё 27-дневная, солнечно-суточная вариации, Форбуша эффект и др. 27-дневная вариация КЛ с амплитудой 10% в межпланетном пространстве на орбите Земли соответствует периоду вращения Солнца и обусловлена асимметрией потока магн. неоднородностей в солнечном ветре. Солнечно-суточная вариация с амплитудой 2% связана с суточным вращением Земли и обусловлена различием свойств солнечного ветра в направлении на Солнце и в антисолнечном направлении. Эффект Форбуша представляет собой кратковрем. понижение интенсивности КЛ (на 50% в межпланетном пространстве и до 25-30% на поверхности Земли), обычно связанное с геомагн. бурей. Этот эффект вызывается рассеянием ГКЛ магн. полями, переносимыми солнечными корпускулярными потоками после вспышек на Солнце, когда поля оказываются у Земли и как бы ""закрывают"" её от КЛ.

Исследования вариаций ГКЛ и СКЛ позволили оценить напряжённость квазирегулярного межпланетного магн. поля (ср. значение на орбите Земли 10 -6 Гс). Неоднородности межпланетного магн. поля имеют характерные размеры 10 10 -10 11 см (для сравнения -диаметр Земли равен 1,28*10 9 см). Вариации КЛ дают уникальную возможность исследовать свойства солнечного ветра перпендикулярно плоскости эклиптики на больших расстояниях от Солнца. Исследования вариаций КЛ помогают в изучении свойств земной магнитосферы (определение параметров кольцевого тока, возникающего при развитии геомагн. бури), ионосферы (образование ионизованного слоя за счёт ГКЛ и усиленная ионизация в полярной ионосфере во время вспышек СКЛ).

Попадая в магн. поле Земли, ГКЛ отклоняются от первонач. направления вследствие действия на них Лоренца силы . На заданную широту вблизи Земли с данного направления приходят частицы только с энергией, превышающей нек-рое пороговое значение. Этот эффект наз. геомагн. обрезанием. Отклоняющее действие магн. поля проявляется тем сильнее, чем меньше геомагн. широта места наблюдения. Так, напр., с вертикального направления на экватор попадают протоны только с энергией e k 1,5*10 10 эВ, на геомагн. широту 51° - с энергией e к 2,5*10 9 эВ. Поскольку ГКЛ имеют падающий спектр, их интенсивность на экваторе меньше, чем на высоких широтах,- т. н. широтный эффект КЛ.

Взаимодействие КЛ с атмосферой Земли . Попадая в атмосферу Земли, высокоэнергичные первичные КЛ (протоны и др. ядра) испытывают столкновения с ядрами атомов воздуха (в основном азота и кислорода). В результате взаимодействия происходит расщепление ядер и рождение нестабильных элементарных частиц (т. н. множественные процессы) . Ср. пробег до ядерного взаимодействия в атмосфере для протонов 80 г/см 2 , что составляет часть всей толщи атмосферы, следовательно, протон успеет неск. раз вступить во взаимодействие с ядрами атомов воздуха. Поэтому вероятность дойти до уровня моря у первичных КЛ крайне мала. На больших глубинах в атмосфере регистрируется вторичное излучение, разделяемое в соответствии с природой и свойствами на ядерно-активную, мюонную и электронно-фотонную компоненты (рис. 2).

В элементарном акте взаимодействия первичной частицы КЛ с ядрами атомов воздуха рождаются почти все известные элементарные частицы, среди к-рых гл. роль играют -мезоны, как заряженные, так и нейтральные. Нуклоны и не успевшие распасться -мезоны образуют ядерно-активную компоненту вторичного излучения. Взаимодействуя с ядрами атомов воздуха, они, подобно первичной частице КЛ, рождают новые каскады частиц до тех пор, пока их энергия не снизится до 10 9 эВ. На уровне моря остаётся менее 1% ядерно-активных частиц.

Мюонная и нейтринная компоненты образуются при распаде заряженных-мезонов

Высокоэнергичные мюоны взаимодействуюг с веществом, поэтому они доходят до уровня моря и проникают глубоко под землю. Нейтроны и мюоны вторичного излучения постоянно регистрируются сетью наземных станций. На основе этих измерений исследуются вариации интенсивности первичных КЛ.

Рис. 2. Схема взаимодействия космических лучей с атмосферой Земли: 1 - электронно-фотонная, 2 - мюонная, 3 - нуклонная компоненты.

Возникновение электронно-фотонной компоненты связано с распадом -мезонов: . В кулоновском поле ядер каждый g-фотон рождает электрон-позит-ронную пару . За счёт тормозного излучения этой пары вновь возникают -фотоны, к-рые рождают, в свою очередь, электрон-позитронные пары. Повторение этого процесса приводит к лавинообразному размножению числа частиц до тех пор, пока при нек-рой преобладающими не станут конкурирующие процессы потери энергии -фотонами и электронами (позитронами). После этого происходит затухание каскада. Число частиц в максимуме каскада пропорц. энергии первичной частицы. Каскады, образующиеся при КЛ с >10 14 эВ, содержат 10 6 - 10 9 частиц; они наз. широкими атмосферными ливнями (ШАЛ). С помощью ШАЛ проводится исследование КЛ в области сверхвысоких энергий.

Происхождение КЛ . Для ГКЛ, наблюдаемых у Земли, характерна высокая степень изотропии: с точностью до 0,1% интенсивность частиц с 10 11 -10 15 эВ по всем направлениям одинакова. При более высоких энергиях амплитуда анизотропии постепенно растёт (рис. 3) и в интервале =10 19 -10 20 эВ достигает неск. десятков %. Анизотропия 0,1% с максимумом вблизи 19 n звёздного времени примерно совпадает с направлением магн. поля галактич. спирали, в к-рой находится Солнце; вероятно, она связана с вытеканием КЛ из Галактики. Направление макс. интенсивности ГКЛ с энергией >10 17 эВ соответствует появлению дрейфового потока поперёк силовых линий галактич. магп. поля. Возможно, для этих энергий источники КЛ в нашей Галактике уже не эффективны и к Земле приходят КЛ из др. галактик.

Рис. 3. Амплитуда анизотропии космических лучей в зависимости от анергии в интервале = 10 11 -10 20 эВ.

Из-за высокой изотропии ГКЛ наблюдения у Земли не позволяют однозначно установить, где они рождаются и как распределены во Вселенной. Ответить па эти вопросы могла радиоастрономия в связи с открытием космич. синхротронного излучения в диапазоне радиочастот f 10 7 -10 9 Гц. В галактич. магн. полях релятивистские электроны движутся подобно др. заряж. частицам высокой энергии (протонам и более тяжёлым ядрам), но в отличив от них, благодаря малой массе, интенсивно излучают и тем самым обнаруживают себя в удалённых частях Галактики, являясь индикаторами КЛ вообще. Релятивистские электроны занимают протяжённую область, охватывающую всю Галактику и наз. галактическим гало.

Кроме общего галактич. радиоизлучения были обнаружены дискретные его источники: оболочки сверхновых звёзд, пульсары , ядро Галактики, квазары .Естественно ожидать, что все эти объекты являются источниками КЛ. Магн. поля указанных объектов отличаются большой напряжённостью, поэтому электроны в таких полях могут генерировать также рентг. излучение синхротронной природы, к-рое даёт дополнит. информацию об источниках КЛ.

Важным индикатором источников КЛ является космич. гамма-излучение, возникающее за счёт распада нейтральных пионов, образующихся при столкновениях КЛ с частицами межзвёздного газа. Гамма-лучи не подвержены воздействию магн. полей, поэтому направление их прихода непосредственно указывает на источник КЛ. В отличие от наблюдаемого внутри Солнечной системы почти изотропного распределения КЛ, распределение гамма-излучения по небу оказалось весьма неравномерным и подобным распределению сверхновых звёзд по галактич. долготе. Этот факт свидетельствует в пользу гипотезы о том, что сверхновые являются источником КЛ. В пользу сверхновых как осн. источника КЛ говорят также оценки их энерговыделения при вспышках. Полная мощность всех источников КЛ в Галактике составляет 10 40 эрг*с -1 . Энерговыделение при вспышке одной сверхновой обычно считается 10 49 -10 51 эрг. Сверхновые в Галактике вспыхивают в среднем каждые 10- 30 лет, так что ср. мощность их энерговыделения составляет 10 40 -3*10 42 эрг*с -1 . Т.о., сверхновые являются наиб. вероятными источниками ГКЛ. Но не следует исключать нек-рого вклада др. галактич. источников КЛ, в частности пульсаров, где возможно ускорение до весьма высоких энергий, и галактич. ядра, где идут взрывные процессы, аналогичные взрывам сверхновых. КЛ с >10 17 эВ, скорее всего, ускоряются во внегалактич. источниках.

Механизмы ускорения . Вопрос об ускорении частиц до высоких энергий (превращении энергии магн. поля и движений в энергию быстрых частиц) в деталях ещё далёк от окончат. решения. Однако в общих чертах принципиальная сторона процесса ускорения ясна. Чтобы свершился элементарный акт приращения энергии заряж. частицы, необходим источник энергии в виде электрич. поля. В космич. плазме не могут существовать сколько-нибудь значит. электростатич. поля, к-рые бы ускоряли заряж. частицы за счёт разности потенциалов между точками поля. Но в плазме могут возникать электрич. поля импульсного или индукционного характера. Импульсные электрич. поля появляются, напр., при разрыве нейтрального токового слоя , возникающего в области пересоединения магн. полей противоположной полярности. Индукционное электрич. поле появляется при увеличении напряжённости магн. поля со временем.

Нач. стадия ускорения может быть также обусловлена взаимодействием частиц с электрич. полями плазменных волн в областях с интенсивным турбулентным движением плазмы (см. Взаимодействие частиц с волнами) . В отличие от регулярного ускорения в полях импульсного или индукционного типа, ускорение плазменными волнами имеет статистич. характер. К числу статистич. относится также модель Ферми, в к-рой ускорение происходит при столкновениях частиц с движущимися магн. неоднородностями (""облаками""). Аналогична природа ускорения частиц при их взаимодействии с сильными ударными волнами, в частности при сближении двух ударных воли, образующих отражающие магн. "стенки" для ускоряемых частиц.

В межзвёздной среде статистич. ускорение, по-видимому, неэффективно, за исключением, возможно, частиц сравнительно малых энергий ( -3 ГэВ). В оболочках сверхновых наблюдаются интенсивные турбулентные движения, поэтому эффективность статистич. ускорения должна повышаться.

Наряду с огромной ролью КЛ в астрофизич. процессах, необходимо отметить их значение для изучения далёкого прошлого Земли (истории климата, эволюции биосферы и т. д.) и для решения нек-рых практич. задач современности (обеспечение радиац. безопасности космич. полётов, оценка возможного вклада КЛ в метеоэффекты и т. п.). Осн. вклад в общий радиац. фон у орбиты Земли вносят солнечные КЛ.

Лит.: Гинзбург В. Л., Сыроватский С. И., Происхождение космических лучей, М., 1963; Мирошниченко Л. И., Космические лучи в межпланетном пространстве. М., 1973; Дорман Л. И., Экспериментальные и теоретические основы астрофизики космических лучей, М., 1975; Мурзин В. С., Введение в физику космических лучей, М., 1979; Топтыгин И. Н., Космические лучи в межпланетных магнитных полях, М., 1983; Мирошниченко Л. И., Петров В. М., радиационных условий в космосе, М., 1985. Л. И. Мирошниченко .

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 10 6 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 нач. 20 в. 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, Вильсона камер 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 кон. 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 ~ 10 21 эВ). Вблизи Земли подавляющую часть потока космических лучей составляют частицы с энергиями от 10 6 эВ до 10 9 эВ, далее поток космических лучей резко ослабевает. Так, при энергии ~10 12 эВ на границу атмосферы падает не более 1 частицы/(м 2 ∙с), а при Е кин ~ 10 15 эВ – всего 1 частица/(м 2 ∙год). Этим обусловлены определённые трудности в изучении космических лучей высоких и сверхвысоких (экстремальных) энергий. Хотя суммарный поток космических лучей у Земли невелик (всего ок. 1 частицы/(см 2 ∙с)), плотность их энергии (ок. 1 эВ/см 3) 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 9 К, по-видимому, близкой к максимальной для звёздных недр, средняя энергия теплового движения частиц ≈3∙10 5 эВ. Основное количество частиц космических лучей, наблюдаемых у Земли, имеет энергию св. 10 8 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 10 18 эВ; 2) космические лучи метагалактического происхождения (метагалактические космические лучи); они образуются в других галактиках и имеют самые большие, ультрарелятивистские энергии (св. 10 18 эВ); 3) солнечные космические лучи; генерируются на Солнце или вблизи него во время солнечных вспышек и корональных выбросов масс ; их энергия составляет от 10 6 эВ до св. 10 10 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 Х , через которое прошли космические лучи, блуждая в межзвёздной среде. Величина X примерно равна 5–10 г/см 2 . Время блуждания космических лучей в межзвёздной среде (или время их жизни) и величина X связаны соотношением X≈ ρvt , где ρ – средняя плотность межзвёздной среды, составляющая ~10 – 24 г/см 3 , t – время блуждания космических лучей в этой среде, v – скорость частиц. Обычно полагают, что величина v для ультрарелятивистских космических лучей практически равна скорости света c , так что время их жизни составляет ок. 3·10 8 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 см 2 , т. е. выражать пробег частиц в г/см 2 вещества атмосферы. Это означает, что после прохождения толщи атмосферы х (г/см 2) пучком протонов с первоначальной интенсивностью I 0 количество протонов, не испытавших столкновения, будет равно I = I 0 exp(–x /λ), где λ – средний пробег частицы. Для протонов, составляющих основную часть первичных космических лучей, пробег λ в воздухе равен ≈70 г/см 2 , для ядер гелия λ≈25 г/см 2 , для более тяжёлых ядер – ещё меньше. Первое столкновение с атмосферой протоны испытывают в среднем на высоте 20 км (х ≈70 г/см 2). Толщина атмосферы на уровне моря эквивалентна 1030 г/см 2 , т. е. 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 6 до 10 21 эВ. Энергии солнечных космических лучей, особенно во время мощных солнечных вспышек, могут достигать больших значений, однако характерная величина их энергии обычно не превосходит 10 9 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 17 и 10 18 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 r L или магнитной жёсткости частицы R , которая представляет собой произведение ларморовского радиуса на индукцию магнитного поля B : R = r L B = pc /(Ze ), где р и Z – импульс и заряд частицы (в единицах заряда электрона е ), с – 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 I имеют вид (см –2 с –1 ср –1 E –1), где энергия E представлена в единицах одной из четырёх переменных, перечисленных выше.

Наблюдаемый дифференциальный энергетический спектр космических лучей в области энергий выше 10 11 эВ показан на рис. 1. Спектр описывается степенным законом в очень широком диапазоне энергий – от 10 11 до 10 20 эВ с небольшим изменением наклона ок. 3·10 15 эВ (излом, иногда называемый «коленом», knee) и ок. 10 19 эВ («лодыжка», ankle). Интегральный поток космических лучей выше «лодыжки» равен приблизительно 1 частице/(км 2 ·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
1 H 4600 * 1445 925 685
2 He 70 * 91 150 48
3 Li ? <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
9 F <0,03 10 – 3 <10 – 4 <0,1
10 Ne 0,16 * 0,054 0,36 0,30
11 Na ? 0,002 0,002 0,19
12 Mg 0,18 * 0,05 0,04 0,32
13 Al ? 0,002 0,004 0,06
14 Si 0,13 * 0,065 0,045 0,12
15 P – 21 Sc 0,06 0,032 0,024 0,13
16 S – 20 Ca 0,04 * 0,028 0,02 0,11
22 Ti – 28 Ni 0,02 0,006 0,033 0,28
26 Fe 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%.

Интенсивность первичных нуклонов в диапазоне энергий от нескольких ГэВ до 10 ТэВ или немного выше можно приближённо описать формулой I N (E )≈1,8E –α нуклон/(см 2 ∙с∙ср∙ГэВ), где Е – энергия на нуклон (включая энергию покоя), α ≈ (γ + 1) = 2,7 – показатель дифференциального спектра, γ – интегральный спектральный индекс. Ок. 79% первичных нуклонов составляют свободные протоны, ок. 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 J (E ) представляет собой количество частиц, имеющих энергию в диапазоне от E до E + δE 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 E ≥ 2,5 ГэВ/нуклон за пределами магнитосферы Земли вблизи минимума солнечной активности и параметры дифференциального спектра K A и γ для протонов (ядро H), α-частиц (ядро He) и различных групп ядер

Ядро Заряд ядра Z Интенсивность I (Z ) при E ≥ 2,5 ГэВ/нуклон, м –2 ∙с –1 ∙ср –1 Показатель дифференци-ального спектра γ Константа спектра K A Интервал E , 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 F ядер космических лучей при энергии 10,6 ГэВ/нуклон (cодержание ядер кислорода принято равным 1,0)

Заряд ядра Z Элемент F
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

Поскольку по своим энергиям частицы космических лучей различаются в 10 15 раз, то для их изучения приходится применять весьма разнообразные методы и приборы (рис. 3, слева). 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, слева). 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 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 15 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 15 –10 20 эВ, что очень важно для поиска источников и механизмов ускорения космических лучей.

Поток частиц с E ≈10 20 эВ, изучаемый методами широких атмосферных ливней, очень мал. Например, на 1 м 2 на границе атмосферы за 1 млн. лет падает лишь одна частица с E≈ 10 19 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 20 эВ.

Наблюдения в космофизическом аспекте проводятся весьма разнообразными методами в зависимости от энергии частиц. Вариации космических лучей с энергиями 10 9 –10 12 эВ изучаются по данным мировой сети нейтронных мониторов, мюонных телескопов и др. 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, ИСЗ 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 КА 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 14 С в годичных кольцах деревьев (радиоуглеродный метод датирования ) можно изучать вариации интенсивности космических лучей на протяжении нескольких последних тысяч лет. По другим долгоживущим изотопам (10 Be, 26 Al, 53 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 ИСЗ и возвращаемых 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 (т. н. 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 7 –10 9 Гц. Это излучение создаётся электронами очень высокой энергии (10 9 –10 10 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.

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 19 эВ должен «обрезаться» (резко загибаться) из-за взаимодействия высокоэнергичных частиц с реликтовым излучением (т. н. GZK-эффект). Регистрация нескольких событий с энергией E ≈10 20 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 E > 3·10 19 эВ. В свою очередь, это является аргументом в пользу метагалактического происхождения космических лучей с энергией более 10 20 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 19 эВ и входить в состав первичных космических лучей.

В нач. 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 гелиосферы . Кроме того, распространённость элементов аномальных космических лучей значительно отличается от соответствующих величин для галактических космических лучей.

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 3), а также степенную форму их энергетического спектра, не претерпевающую каких-либо резких изменений вплоть до энергии ≈ 3·10 15 эВ, где показатель дифференциального спектра всех частиц меняется с –2,7 на –3,1.

Ныне основным источником галактических космических лучей считаются взрывы сверхновых звёзд . Требования к энергетической мощности источников, генерирующих космические лучи, весьма высоки (мощность генерации космических лучей должна быть порядка 3·10 33 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 44 Дж, а взрывы происходят с частотой 1 раз в 30–100 лет, то их суммарная мощность составляет порядка 10 35 Вт, и для обеспечения необходимой мощности космических лучей достаточно лишь нескольких процентов энергии вспышки сверхновой.

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 15 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: µE –2 .

При некоторых модельных допущениях предложенная схема даёт величину максимальной энергии E макс ~ 10 17 Z эВ, где Z – заряд ускоренного ядра. Расчётный спектр космических лучей вплоть до максимально достижимой энергии получается весьма жёстким (µЕ –2). 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 12 Гс). Максимальная энергия частиц при этом может достигать (10 17 –10 18)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 5·10 8 лет; максимально достижимая при этом энергия оценивается как 3·10 19 Z 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 аккрецией вещества в галактических скоплениях. Наибольшие оценки (до энергий порядка 10 21 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 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 12 эВ. Лишь 3.6.2015 в ЦЕРНе на Большом адронном коллайдере впервые удалось ускорить протоны до энергий 1,3∙10 13 эВ (при проектной максимальной энергии 1,4∙10 13 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 17 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 17 –10 19 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 космической погоды и обеспечение радиационной безопасности космонавтов).

В нач. 21 в. 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 (т. н. 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 нач. 21 в. 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-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.





Bookmark and Share



Предыдущая запись
Космические лучи: состав и происхождение Космические лучи и характеристики
Следующая запись
Работа с подсознанием: как убрать негативные установки из подсознания Избавление от бессознательных негативных программ