Невидимое излучение Космоса Галактики СодержаниеОткрытие космических лучейПрирода космического излученияИсточники космических лучейВлияние космического излучения на техникуВоздействие космических

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

История исследования космических лучей

В 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 Екин ~ 1021 эВ). Вблизи Земли подавляющую часть потока космических лучей составляют частицы с энергиями от 106 эВ до 109 эВ, далее поток космических лучей резко ослабевает. Так, при энергии ~1012 эВ на границу атмосферы падает не более 1 частицы/(м2∙с), а при Екин ~ 1015 эВ – всего 1 частица/(м2∙год). Этим обусловлены определённые трудности в изучении космических лучей высоких и сверхвысоких (экстремальных) энергий. Хотя суммарный поток космических лучей у Земли невелик (всего ок. 1 частицы/(см2∙с)), плотность их энергии (ок. 1 эВ/см3) в пределах нашей Галактики сравнима с плотностью энергии суммарного электромагнитного излучения звёзд, энергии теплового движения межзвёздного газа и кинетической энергии его турбулентных движений, а также с плотностью энергии магнитного поля Галактики. Отсюда следует, что космические лучи должны играть важную роль во многих астрофизических процессах.

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

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

По содержанию ядер лития, бериллия и бора, которые образуются в результате взаимодействий космических лучей с атомами межзвёздной среды, можно определить количество вещества Х, через которое прошли космические лучи, блуждая в межзвёздной среде. Величина X примерно равна 5–10 г/см2. 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/см3, 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. 3·108 лет. Оно определяется либо выходом космических лучей из Галактики и её гало, либо их поглощением за счёт неупругих взаимодействий с веществом межзвёздной среды.

Вторгаясь в атмосферу Земли, первичные космические лучи разрушают ядра наиболее распространённых в атмосфере химических элементов – азота и кислорода – и порождают каскадный процесс, в котором участвуют все известные ныне элементарные частицы, в частности такие вторичные частицы, как протоны, нейтроны, мезоны, электроны, а также γ-кванты и нейтрино. Принято характеризовать путь, пройденный частицей космических лучей в атмосфере до столкновения, количеством вещества в граммах, заключённого в столбе сечением 1 см2, т. е. выражать пробег частиц в г/см2 вещества атмосферы. Это означает, что после прохождения толщи атмосферы х (г/см2) пучком протонов с первоначальной интенсивностью I0 количество протонов, не испытавших столкновения, будет равно I = I0exp(–x/λ), где λ – средний пробег частицы. Для протонов, составляющих основную часть первичных космических лучей, пробег λ в воздухе равен ≈70 г/см2, для ядер гелия λ≈25 г/см2, для более тяжёлых ядер – ещё меньше. Первое столкновение с атмосферой протоны испытывают в среднем на высоте 20 км (х≈70 г/см2). Толщина атмосферы на уровне моря эквивалентна 1030 г/см2, 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.

Астрономы впервые нашли источник нейтрино сверхвысоких энергий. Это был блазар

.

Космические лучи привлекают внимание ученых уже по меньшей мере 100 лет. Они представляют собой ядра атомов и элементарные частицы, которые движутся в космическом пространстве и обладают самыми высокими энергиями, наблюдаемыми в природе. Энергия некоторых частиц намного превышает ту, которой можно добиться с помощью современных ускорителей — она варьируется от 109 до 1020 электронвольт. Состав и распределение частиц по энергиям могут дать бесценную информацию об устройстве Вселенной. Ранее уже появлялись сообщения о том, что космические лучи сверхвысоких энергий имеют внегалактическую природу, однако точные источники установить не удавалось. Предполагалось, что ими могут быть взрывы сверхновых, источники гамма-всплесков или активные галактические ядра, содержащие сверхмассивные черные дыры.

Одна из интереснейших задач в деле изучения космических лучей — регистрация астрофизических нейтрино высоких энергий. Предполагается, что эти частицы рождаются в результате распада мезонов, образующихся в космических «ускорителях» или вблизи них, когда космические лучи взаимодействуют с атомными ядрами и фотонами. Благодаря тому, что нейтрино очень легкие, не имеют заряда и взаимодействуют с веществом только на очень малых, субатомных расстояниях, ученые получают возможность по энергетическому спектру зарегистрированных частиц и по направлению их прилета определить, какие процессы происходят в том или ином далеком астрофизическом объекте.

Ранее астрономы знали о существовании двух точно идентифицированных источников астрофизических нейтрино: Солнце и сверхновая 1987А, вспыхнувшая в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Однако зарегистрированные от них нейтрино обладают энергиями в миллионы раз ниже, чем наблюдаемый диффузный поток нейтрино высоких энергий, поэтому проблема механизмов генерации космических нейтрино высоких энергий и поиска их источников по-прежнему остается актуальной. Поиск осложняет малое сечение взаимодействия нейтрино с веществом, из-за чего возникает необходимость создания крупных детекторов, и небольшой объем набранной на текущий момент статистики по данным.

Один из существующих и результативных детекторов нейтрино — обсерватория IceCube, расположенная в Антарктиде. Система имеет объем в один кубический километр (отсюда и название) и состоит из 5000 оптических датчиков, расположенных на 86 вертикальных «нитях» на расстоянии 125 метров друг от друга и залегающих на глубинах от 1450 до 2450 метров в толще льда. В результате взаимодействия нейтрино со льдом и слоем грунта образуются мюоны, при движении которых возникает черенковское излучение, которое регистрируют датчики, что позволяет оценить энергию нейтрино и направление движения частиц. Ранее обсерватория сообщала об уверенной регистрации потока астрофизических нейтрино, а в прошлом году смогла впервые «поймать» сразу три нейтрино.

22 сентября 2020 года в 20-54 по Гринвичу автоматическая система детектора зарегистрировала событие IceCube-170922A, которое представляло собой мюонную «дорожку», образовавшуюся в ходе взаимодействия нейтрино высоких энергий со льдом. Сообщение о регистрации было разослано другим наблюдателям, в том числе нейтринному телескопу ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch), который, правда, ничего не обнаружил в течение ± одного дня от момента регистрации события. 28 сентября 2020 года команда космической гамма-обсерватории «Ферми» сообщила, что определенное направление прилета зарегистрированных нейтрино со средней энергией 290 ТэВ соответствовало известному источнику гамма-лучей в состоянии повышенной активности.

Ход регистрации всплеска нейтрино 170922A по данным обсерватории IceCube.

IceCube Collaboration et al./Science (12 Jul 2018)

Поделиться

Это блазар TXS 0506 + 056, являющийся активной галактикой и расположенной недалеко от левого плеча созвездия Ориона. Свет от источника добирался до Земли четыре миллиарда лет. В дальнейшем вспышку гамма-излучения из этого источника подтвердили наземные черенковские телескопы, в том числе MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescope) и система H.E.S.S.(High-Energy Stereoscopic System), а к наблюдениям подключились наземные оптические телескопы VLT, «Субару», система радиотелескопов VLA, космические рентгеновские и гамма-обсерватории Swift, INTEGRAL и NuSTAR, и другие наземные обсерватории которые подтвердили повышенную активность источника на всех длинах волн. В совокупности эти наблюдения обеспечивают достаточно полную и одновременную картину регистрации частиц и излучения от блазара в диапазоне энергий от 0,3 килоэлектронвольт до 400 гигаэлектронвольт. Анализ архивных данных детектора IceCube позволил обнаружить более десятка событий регистрации астрофизических нейтрино с начала ноября 2014 года от этого же источника с достоверностью три сигма.

Мультиволновые наблюдения блазара TXS 0506 + 056 до и после события IceCube-170922A.

IceCube Collaboration et al./Science (12 Jul 2018)

Поделиться

Данные наблюдений телескопов «Ферми» и MAGIC за блазаром-источником всплеска нейтрино.

IceCube Collaboration et al./Science (12 Jul 2018)

Поделиться

Блазары часто предлагались в качестве потенциальных источников нейтрино высоких энергий. В ядрах этих активных галактик центральная сверхмассивная черная дыра преобразует гравитационную энергию аккрецирующего вещества и/или вращательную энергию черной дыры в мощные релятивистские струи (джеты), в которых частицы могут быть ускорены до очень высоких энергий, что, при взаимодействии с окружающим веществом или излучением, может привести к возникновению потока высокоэнергетических пионов, которые, в конечном итоге, распадаются на фотоны и нейтрино. Благодаря определенному точному направлению IceCube170922A, в сочетании с обширными многоволновыми наблюдениями, вероятность корреляции между зарегистрированным потоком нейтрино высоких энергий и блазаром TXS 0506 + 056, как их источником, может считаться высокой (на уровне 3,5 сигма) и такие объекты могут являться источниками для, по меньшей мере, части наблюдаемых астрофизических нейтрино с энергиями выше 10 тераэлектронвольт.

Это примечательное достижение для многоканальной астрономии (Multi-Messenger Astronomy, MMA) — области науки, зародившейся еще при наблюдениях вспышки сверхновой 1987А и получившей новый виток развития в прошлом году при одновременной регистрации гравитационных волн и вспышки килоновой от слияния нейтронных звезд. Подобные наблюдения за астрофизическими объектами и процессами проводимые одновременно на разных телескопах позволяют получить более полную картину происходящего и проверить многие существующие теории. В России в настоящий момент создается нейтринный телескоп, находящийся на дне озера Байкал, который, после завершения строительства в 2020 году, станет сравним по объему с обсерваторией IceCube.

Схема образования потока нейтрино и гамма-квантов от блазара, регистрируемого земным наблюдателем.

NSF

Поделиться

Ранее мы рассказывали о первых результатах обсерватории DAMPE — новейшего орбитального детектора космических лучей и о том, что нового ученые узнали, проанализировав их.

Александр Войтюк

Космические лучи у Земли

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

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

Существует четыре способа описания спектров различных компонент космических лучей. 1. Число частиц на единицу жёсткости. Распространение (и, вероятно, также ускорение) частиц в космических магнитных полях зависит от ларморовского радиуса rL или магнитной жёсткости частицы R, которая представляет собой произведение ларморовского радиуса на индукцию магнитного поля B: R = rLB = 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–2с–1ср–1E–1), где энергия E представлена в единицах одной из четырёх переменных, перечисленных выше.

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

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

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

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

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

Рис. 2. Дифференциальные спектры главных компонент галактических космических лучей: протонов (Н), ядер гелия (Не), углерода (С) и железа (Fe). Спектр имеет максимум при Е≈400 МэВ/нуклон (Simpson…

Интенсивность первичных нуклонов в диапазоне энергий от нескольких ГэВ до 10 ТэВ или немного выше можно приближённо описать формулой IN(E)≈1,8E–α нуклон/(см2∙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 KA и γ для протонов (ядро H), α-частиц (ядро He) и различных групп ядер

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)

Методы изучения космических лучей

Рис. 3. Методы наблюдений космических лучей на различных высотах над уровнем моря, на уровне гор и под поверхностью Земли (слева) и схема ядерного каскада в атмосфере (справа) (из обзора Shea M. A., S…

Поскольку по своим энергиям частицы космических лучей различаются в 1015 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 ≥ 1015 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 1015–1020 эВ, что очень важно для поиска источников и механизмов ускорения космических лучей.

Поток частиц с E≈1020 эВ, изучаемый методами широких атмосферных ливней, очень мал. Например, на 1 м2 на границе атмосферы за 1 млн. лет падает лишь одна частица с E≈1019 эВ. Для регистрации столь малых потоков необходимо иметь большие площади с установленными на них детекторами, чтобы зарегистрировать достаточное количество событий за разумное время. На 2020 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∙1020 эВ.

Наблюдения в космофизическом аспекте проводятся весьма разнообразными методами в зависимости от энергии частиц. Вариации космических лучей с энергиями 109–1012 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 2020 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 14С в годичных кольцах деревьев (радиоуглеродный метод датирования) можно изучать вариации интенсивности космических лучей на протяжении нескольких последних тысяч лет. По другим долгоживущим изотопам (10Be, 26Al, 53Mn 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.

От капли к ливням

Площадь выпадения ливня и общее количество его «капель» резко возрастают по мере роста энергии первичной частицы. Протон с энергией порядка 1015 эВ рождает около миллиона вторичных частиц, 1016 эВ — до десяти миллионов, 1020 эВ — несколько миллиардов. Каскадные процессы такого масштаба, названные широкими атмосферными ливнями, впервые наблюдал в 1938 году французский физик Пьер Оже. Его имя носит действующая с 2005 года крупная международная обсерватория космических лучей, расположенная на западе Аргентины.

Регистрация широких ливней — дело нелегкое. На квадратный километр верхней границы атмосферы в среднем ежегодно падает одна частица с энергией 1019 эВ, в то время как частица с энергией 1020 эВ пересекает такую же площадь намного реже, чем раз в столетие. Поэтому для детектирования ливней, порожденных такими частицами, строят установки великанских размеров. Так, главный комплекс Обсерватории имени Пьера Оже состоит из 1600 цистерн со сверхчистой водой и датчиками черенковского излучения, разбросанных на площади 3000 км².

За формирование ливня отвечают процессы двух типов — адронные и электромагнитные. Первичный протон сталкивается с атомным ядром и разбивает его на осколки. Если его энергия не превышает нескольких сотен МэВ, этим все и кончается, однако протоны с энергиями в десятки и сотни ГэВ вызывают уже куда более серьезные последствия. После первого столкновения такой протон продолжает движение с меньшей энергией (порядка 30% первоначальной). Входе этой встречи, как правило, рождаются заряженные и нейтральные пионы, но могут возникать и более массивные частицы. Заряженный пион либо сталкивается с ядром другого атома и дает начало новым ядерным процессам, либо не успевает этого сделать и распадается на мюон того же знака и мюонное нейтрино (есть и другой канал распада, но его вероятность очень мала). Мюон, чье огромное по меркам элементарных частиц время жизни измеряется парой микросекунд, движется почти со скоростью света и очень слабо взаимодействует с атомными ядрами, немного теряя энергию только при проходе через их электронные оболочки. Поэтому он имеет отличные шансы дойти до земной поверхности и даже проникнуть глубоко под землю.

Наука

Парад планет 2020: что, где, когда, как и почему?

В конце концов мюоны тоже распадаются, причем почти всегда на электрон либо позитрон (в зависимости от их знака) и пару нейтрино, мюонное и электронное. Нейтральный пион, который живет примерно в сто миллионов раз меньше заряженного, скорее всего, ни с чем не столкнется и превратится в атмосфере в пару фотонов гамма-излучения. Они рассеиваются на атомах и производят электронно-позитронные пары, причем позитроны быстро аннигилируют, давая начало новым гамма-квантам. Так запускается электромагнитный ливневый каскад, приводящий к рождению мягкой компоненты космического излучения. Одновременно первичный протон, пусть и отдавший часть энергии, а также не успевшие распасться пионы и другие нестабильные частицы продолжают сталкиваться с атомными ядрами, давая начало все новым сильно взаимодействующим частицам адронного каскада. В ходе всех этих превращений возникают не только пионы, но и другие адроны, такие как каоны и гипероны.

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 107–109 Гц. Это излучение создаётся электронами очень высокой энергии (109–1010 эВ) при их движении в магнитных полях Галактики. Такие электроны, являющиеся одной из компонент космических лучей, занимают протяжённую область, охватывающую всю Галактику и называемую галактическим гало. В межзвёздных магнитных полях электроны движутся подобно другим заряженным частицам высокой энергии – протонам и более тяжёлым ядрам. Разница состоит лишь в том, что благодаря малой массе электроны, в отличие от более тяжёлых частиц, интенсивно излучают радиоволны и тем самым обнаруживают себя в удалённых частях Галактики, являясь индикатором космических лучей.

Кроме общего галактического синхротронного радиоизлучения, были обнаружены его дискретные источники: оболочки сверхновых звёзд, ядро Галактики, радиогалактики, квазары, активные ядра других галактик и т. д. Естественно считать, что все эти объекты могут быть источниками космических лучей. Ныне основным источником космических лучей внутри Галактики считаются взрывы сверхновых звёзд. Космические лучи ускоряются на ударных волнах, образующихся при этих взрывах. Максимальная энергия, которую могут приобрести частицы в таких процессах, составляет ~ 1016 эВ. Кроме того, часть космических лучей может ускориться до таких же энергий на ударных волнах, распространяющихся в межзвёздной среде Галактики. Космические лучи ещё бóльших энергий образуются в метагалактике. Одним из их источников могут быть активные ядра галактик.

В 1966 Г. Т. Зацепин и В. А. Кузьмин (СССР) и К. Грейзен (США) высказали предположение, что спектр космических лучей при энергиях выше 3·1019 эВ должен «обрезаться» (резко загибаться) из-за взаимодействия высокоэнергичных частиц с реликтовым излучением (т. н. GZK-эффект). Регистрация нескольких событий с энергией E≈1020 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 > 3·1019 эВ. В свою очередь, это является аргументом в пользу метагалактического происхождения космических лучей с энергией более 1020 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 1019 эВ и входить в состав первичных космических лучей.

Рис. 4. Общая картина корпускулярной населённости межпланетного пространства на орбите Земли на примере кислорода. Спектр галактических космических лучей имеет максимум вблизи энергии ≈400 МэВ/н…

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.

Рис. 5. Вариации потока ионов с энергией ≥70 МэВ на границе гелиосферы по измерениям на космических зондах «Вояджер-1» и «Вояджер-2» (P. Kiraly, 2009).

С другой стороны, по данным на июнь 2008, полученным с борта КА «Вояджер-1», было отмечено увеличение потока космических лучей сравнительно невысоких энергий (единицы – десятки МэВ, рис. 5). Эти первые сведения о космических лучах, полученные непосредственно из межзвёздной среды, поднимают новые вопросы об источниках и природе (механизмах генерации) аномальной компоненты космических лучей.

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 важнейшей экспериментальной задачей.

Космические лучи могут возникать:

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

Первичными

принято называть внегалактические, галактические и солнечные космические лучи.

Вторичными

космическими лучами принято называть потоки частиц, возникающих под действием первичных космических лучей в атмосфере Земли и регистрирующихся на поверхности 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.

Диапазон энергий частиц в космических лучах велик — от 106 до 5⋅1021[3].

По количеству частиц космические лучи на 92 % состоят из протонов, на 6 % — из ядер гелия, около 1 % составляют более тяжёлые элементы, и около 1 % приходится на электроны[4][5]. 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[6][1].

Традиционно частицы космических лучей делят на следующие группы: p

( Z = 1 ) , {\displaystyle (Z=1),} α ( Z = 2 ) , {\displaystyle (Z=2),} L ( Z = 3…5 ) , {\displaystyle (Z=3…5),} M ( Z = 6…9 ) , {\displaystyle (Z=6…9),} H ( Z ⩾ 10 ) , {\displaystyle (Z\geqslant 10),} VH ( Z ⩾ 20 ) {\displaystyle (Z\geqslant 20)} (соответственно, протоны, альфа-частицы, лёгкие, средние, тяжёлые и сверхтяжёлые). Особенностью химического состава первичного космического излучения является аномально высокое содержание ядер группы L (литий, бериллий, бор) по сравнению с составом звёзд и межзвёздного газа[4][3]. Данное явление объясняется тем, что механизм генерации космических частиц в первую очередь ускоряет тяжёлые ядра, которые при взаимодействии с протонами межзвёздной среды распадаются на более лёгкие ядра[5]. Данное предположение подтверждается тем, что космические лучи обладают очень высокой степенью изотропии.

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/см3), а также степенную форму их энергетического спектра, не претерпевающую каких-либо резких изменений вплоть до энергии ≈ 3·1015 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 3·1033 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 1044 Дж, а взрывы происходят с частотой 1 раз в 30–100 лет, то их суммарная мощность составляет порядка 1035 Вт, и для обеспечения необходимой мощности космических лучей достаточно лишь нескольких процентов энергии вспышки сверхновой.

Рис. 6. Схема «диффузионного» ускорения на ударных волнах в процессе рассеяния частиц при прохождении ударного фронта (Г. Фольк // Известия АН СССР. Серия физическая. Т. 45. 1981. № 7. С. 1122–1…

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 1015 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 Eмакс ~ 1017Z 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 (~1012 Гс). Максимальная энергия частиц при этом может достигать (1017–1018)Z эВ, а время эффективного ускорения – 10 лет. Ускорение частиц возможно также в ударных волнах, образующихся при столкновении галактик. Такое событие может осуществляться с частотой примерно 1 раз в 5·108 лет; максимально достижимая при этом энергия оценивается как 3·1019Z 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 1021 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.