A legmagasabb energiák kozmikus sugarai

A legmagasabb energiák kozmikus sugarai

Van-e energiahatár az űrből a Földre érkező részecskék számára?

Boris Arkadyevich Hrenov,
fizikai és matematikai tudományok doktora, Nukleáris Fizikai Kutató Intézet. D.V. Skobeltsyn MSU. M. V. Lomonosova

"Tudomány és élet" №10, 2008

Közel száz év telt el attól a pillanattól, amikor felfedezték a kozmikus sugarakat – az Univerzum mélyéből származó töltött részecskék áramlását. Azóta számos kozmikus sugárzással kapcsolatos felfedezés készült, de még sok más rejtély maradt. Az egyikük, talán a legérdekesebb: honnan származnak a 10-nél több energiával rendelkező részecskék20 eV, vagyis csaknem milliárdbillió elektronvolt, milliárdszor nagyobb, mint a legerősebb gyorsítóban – a Large Hadron Colliderben? Milyen erõk és mezõk szétoszlanák a részecskéket ilyen szörnyû energiákra?

A kozmikus sugarakat 1912-ben találta meg Victor Hess, az osztrák fizikus. Tagja volt a bécsi Radium Intézetnek, és ionizáló gázokkal foglalkozott. Ettől kezdve már tudták, hogy minden gáz (és különösen a légkör) mindig kicsit ionizálódott, ami egy radioaktív anyag (mint a radium) jelenlétét jelezte, akár a gázban, akár az ionizációt mérő műszer közelében, valószínűleg a földkéregben.Az ionizációs detektor felemelkedésének kísérleteit egy léggömbön úgy tervezték meg, hogy teszteljék ezt a feltevést, mivel a gáz ionizációja a föld felszínétől való távolsággal csökken. A válasz ezzel ellentétesnek bizonyult: Hess felfedezett valamilyen sugárzást, amelynek intenzitása magassággal nőtt. Ez azt sugallta, hogy az űrből származik, de végül csak számos bizonyíték után tudta bizonyítani a sugárzás földön kívüli eredetét (V. Hess Nobel-díjat csak 1936-ban ítélték oda). Emlékezzünk arra, hogy a "sugárzás" kifejezés nem jelenti azt, hogy ezek a sugarak tisztán elektromágneses jellegűek (mint például a napfény, a rádióhullámok vagy a röntgensugarak); egy olyan jelenség felfedezésére használták fel, amelynek természete még nem ismert. És bár hamarosan világossá vált, hogy a kozmikus sugarak fő összetevője – felgyorsult töltött részecskék, protonok, a kifejezés megmarad. Az új jelenség tanulmányozása gyorsan elkezdett olyan eredményeket produkálni, amelyek általában a "tudomány élvonalába" tartoznak.

A nagyon nagy energiájú kozmikus részecskék felfedezése (röviddel a protongáztató létrehozása előtt) felvetette a kérdést: mi a mechanizmus a feltöltött részecskék felgyorsítására az asztrofizikai tárgyakban? Ma már tudjuk, hogy a válasz nem triviális: természetes,A "space" gyorsító alapvetően különbözik az ember által gyártott gyorsítóktól.

Hamarosan világossá vált, hogy a kozmikus protonok, amelyek az anyagon át repülnek, kölcsönhatásba lépnek atomjainak magjával, ami korábban instabil elemi részecskéket eredményezett (ezeket elsősorban a Föld légkörében figyelték meg). A születés mechanizmusának tanulmányozása gyümölcsöző utat nyitott az elemi részecskék szisztematikájának kialakításához. A laboratóriumban a protonok és az elektronok megtanulják felgyorsítani és megkapni hatalmas áramlásaikat, összehasonlíthatatlanul sűrűbbek, mint a kozmikus sugarak. Végül is a részecskék kölcsönhatásának kísérletei voltak, amelyek energiát nyertek a gyorsítókban, és a mikrovilág modern képét hozták létre.

1938-ban a francia fizikus Pierre Auger figyelemre méltó jelenséget fedezett fel – a másodlagos kozmikus részecskék záporai, amelyek az elsődleges protonok és a rendkívül nagy energiájú magok kölcsönhatásából erednek a légkörben lévő atomok atomjával. Kiderült, hogy a kozmikus sugarak spektrumában körülbelül 10-es energiával rendelkező részecskék vannak15-1018 eV – több millió alkalommal a részecskék energiája felgyorsult a laboratóriumban. Akadémikus Dmitrij Vladimirovics Skobeltsyn különös jelentőséget tulajdonított az ilyen részecskék vizsgálatának és közvetlenül a háború után, 1947-ben, a legközelebbi kollégákkal együtt G. T. Zatsepin és N. A.A Dobrotin átfogó tanulmányt szervezett a légkörben a másodlagos részecske-kaszkádokról, az úgynevezett kiterjedt légzsákokat (EAS). A kozmikus sugarak első tanulmányainak története megtalálható N. Dobrotin és V. Rossi könyvében. Idővel az iskola D.V. Skobeltsyna a világ egyik legerősebbé nőtt, és sok éven át meghatározta a fő irányokat az ultrahigh energiák kozmikus sugarainak tanulmányozásában. Módszerei lehetővé tették, hogy a vizsgált energiák körét 10-ről bővítsék9-1013 eV, léggömbön és műholdon regisztrálva legfeljebb 1013-1020 eV. Ezek a tanulmányok két szempontot vonzottak különösen vonzóvá.

Először is lehetőség nyílt arra, hogy a természet által létrehozott nagy energiájú protonokat felhasználva tanulmányozzák kölcsönhatásukat a légkör atomjaival, és megfejtsék az elemi részecskék legszebb struktúráját.

Másodszor, lehetővé vált olyan tárgyak találása a térben, amelyek képesek részecskék felgyorsítására rendkívül nagy energiákkal.

Az első szempont nem olyan gyümölcsöző volt, mint amilyennek lennie: az elemi részecskék finom szerkezetének tanulmányozása sokkal több adatot tartalmazott a protonok interakciójáról, mint a kozmikus sugarak megszerzésére.Ugyanakkor a mikro-világ koncepciójához való jelentős hozzájárulás a protonok energiájukban való kölcsönhatásának legáltalánosabb jellemzői függőségének tanulmányozásával történt. Az EAS tanulmánya során a szekunder részecskék számának és az energiaeloszlásnak az elsődleges részecske energiájával való függésének egyik jellemzőjét találták az elemi részecskék kvark-gluon szerkezetével társítva. Ezeket az adatokat később a gyorsítókon végzett kísérletek megerősítették.

Ma a kozmikus sugárzásnak a légkör atommagjaival való interakciójának megbízható modelljei készültek, amelyek lehetővé tették az energiaspektrum és a legmagasabb energiájú primer részecskék összetételének tanulmányozását. Nyilvánvalóvá vált, hogy a galaxis fejlődésének dinamikájában a kozmikus sugarak nem kevésbé szerepet játszanak, mint a mezők és csillagközi gázáramok: a kozmikus sugarak, a gáz és a mágneses tér specifikus energiája megközelítőleg 1 eV3. A csillagközi közeg energiájának ilyen egyensúlya miatt természetesen feltételezhető, hogy a kozmikus sugarak részecskéinek felgyorsulása valószínűleg ugyanazon tárgyakban történik, amelyek felelősek a gáz fűtéséhez és kilökődéséért, például az Új és Supernova csillagokban, amikor felrobban.

Rák-köd, a különböző hullámhosszú sugarakban tanulmányozta. Kék szín – röntgensugarak (NASA, Chandra röntgen-megfigyelőközpont), zöld – optikai tartomány (NASA, Hubble Obszervatórium), a piros – infravörös sugárzás (ESA, Spitzer Obszervatórium). Kép: "Tudomány és élet"

Az első kozmikus sugár gyorsító mechanizmus, amelyet Enrico Fermi javasol a protonok számára, véletlenszerűen összeütközött az interstelláris plazmával mágnesezett felhőkkel, de nem tudta megmagyarázni az összes kísérleti adatot. 1977-ben akadémikus Germogen Filippovich Krymsky kimutatta, hogy ez a mechanizmus felgyorsítja a szupernóva maradványok részecskéit a lökéshullámokon, amelyek sebessége nagyobb, mint a felhők sebességének nagysága. Ma megbízhatóan bebizonyosodik, hogy a kozmikus protonok és magok gyorsulásának mechanizmusa a Supernovae héjában lökéshullám hatására a leghatékonyabb. A laboratóriumban való reprodukálása azonban nem valószínű, hogy sikerül: a gyorsulás viszonylag lassú, és nagy energiaköltséget igényel a felgyorsult részecskék megtartása érdekében. A Supernova kagylókban ezek a körülmények a robbanás természetének köszönhetően léteznek. Figyelemre méltó, hogy a kozmikus sugarak gyorsulása egy egyedi asztrofizikai tárgyban történik,amely felelős a nehéz magok (heliumnál nehezebb) szintéziséért, amely valójában jelen van a kozmikus sugarakban.

A HESS telepítése Namíbiában. Kép: "Tudomány és élet"

Galaxisunkban több szupernóva ismert, hogy kevesebb, mint ezer éves, szabad szemmel figyelve. A legismertebb a Taurus konstellációban lévő "Crab Nebula" (a "Crab" az 1054-es Supernova kitörés maradványa, a keleti krónikákban megemlítve), a Cassiopeia-A (megfigyelve Tycho Brahe csillagász 1572-ben) és Kepler Supernova az Ophiuchus konstellációban (1680). A héjuk átmérője ma 5-10 fényéves (1 éves = 1016 m), vagyis a fénysebesség körülbelül 0,01-es sebességgel bővülnek, és körülbelül tízezer fényévnyi távolságra vannak a Földtől. Az optikai, rádiós, röntgen- és gamma-tartományokban a szupernóvák ("ködök") héjait a Chandra, a Hubble és a Spitzer űrkutatások figyelték meg. Megbízhatóan kimutatták, hogy az elektronok és a protonok gyorsulása valóban a héjban történik, röntgensugarakkal.

Töltsük meg az interstelláris teret kozmikus sugarakkal mért fajlagos energiával (~ 1 eV per cm3) a Supernovas mintegy kétezer több mint 2000 éve lehet kevesebb, míg kevesebb mint tíz közülük ismert. Ezt a hiányt azzal magyarázza, hogy a galaxis síkjában, ahol a csillagok és a Supernova koncentrálódnak, beleértve egy csomó portot is, amely nem ad fényt a megfigyelőnek a Földön. A röntgensugár és a gamma-ray megfigyelések, amelyek esetében a porréteg átlátszó, lehetővé tette a megfigyelhető "fiatal" Supernova kagylók listájának kibővítését. Az újonnan felfedezett héjak közül az utolsó volt a Supernova G1.9 + 0.3, amelyet a Chandra röntgenfelvevő távcsővel megfigyeltek 2008 januárjától. A boríték méretének és sebességének becslései azt mutatják, hogy kb. 140 évvel ezelőtt felgyújtották, de az optikai tartományban nem látszott, mivel a Galaxis poros rétege teljes fényt felszívta.

A rákból származó gamma-kvanták energiaspektruma a HESS egységen (egy egyenes vonal közelíti ezt a spektrumot). Az 1 TeV küszöbértékű gamma-sugarak fluxusa (2,26 ± 0,08) × 10-11 lát-2· With-1. Kép: "Tudomány és élet"

A Tejút-galaxisban felrobbanó Supernova adatait kiegészítjük a Supernovae jelentősen gazdagabb statisztikai adatai más galaxisokban.A gyorsított protonok és magok közvetlen bizonyítéka a nagy neutronpionok, a protonok (és a magok) kölcsönhatásának termékei által okozott nagy fotonenergiájú gamma-sugárzás. Az ilyen nagy energiájú fotonokat teleszkópokkal figyelték meg, amelyek rögzítik az EAS másodlagos részecskék által kibocsátott Vavilov-Cherenkov-fényt. Az ilyen típusú legfejlettebb eszköz a hat teleszkóp telepítése, amelyet a Namíbiában a HESS-szel együttműködve hoztak létre. A rák gamma-sugárzását először megmérte, intenzitása pedig más források intenzitásának mértékét.

A kapott eredmény nem csak megerősíti a Supernova protonok és magok gyorsulásának mechanizmusát, hanem lehetővé teszi a felgyorsult részecskék spektrumának becslését is: a "másodlagos" gamma-kvantum és az "elsődleges" protonok és magok spektruma nagyon közel van. A rák mágneses mezője és mérete lehetővé teszi, hogy a protonok felgyorsuljanak a 10-es nagyságrendű energiákra15 eV. A kozmikus sugárrészecskék spektruma a forrásban és az interstelláris közegben némileg különbözik, mivel a részecskék elhagyásának és a galaxisban lévő részecskék élettartamának valószínűsége a részecske energiájától és töltésétől függ.Az energiaspektrum és a kozmikus sugarak összetételének összehasonlítása a Földön mért spektrummal és összetétellel a forráson lehetővé tette annak megértését, hogy a részecskék mennyi ideig járnak a csillagok között. A Földön található kozmikus réz lítium, berillium és bór-magok sokkal nagyobbnak bizonyultak, mint a forrásnál – a további mennyiség a nehezebb magok egymásközi gázzal való kölcsönhatásából származik. A különbség mérésével kiszámítottuk az összeget X az anyagot, amelyen keresztül a kozmikus sugarak áthaladtak, és az interstelláris közegben vándoroltak. A nukleáris fizikában a részecskék útjában tapasztalt anyagmennyiségét g / cm-ben mérik2. Ez annak köszönhető, hogy a részecske-fluxusnak egy anyag magvával való ütközésekor történő kiszámításához szükséges ismerni egy olyan részecske ütközésének a számát, amelynek olyan magja van, amelynek területe (keresztmetszete) eltérő keresztmetszettel rendelkezik a részecske irányába. Az anyag mennyiségének kifejezése ezen egységekben, minden magra vonatkozóan egyetlen mérési skála áll rendelkezésre.

A gamma-sugárzás érkezési irányának megoszlása ​​1-10 GeV energiával galaktikus koordinátákban, az EGRET műhold szerint. Kép: "Tudomány és élet"

Megtalált kísérleti érték X ~ 5-10 g / cm2 lehetővé teszi az életciklus becslését t kozmikus sugarak az interstelláris közegben: tXcahol c – a részecskék sebessége megközelítőleg a fénysebességgel egyenlő, ρ ~ 10-24 g / cm3 – az interstelláris közeg átlagos sűrűsége. Ezért a kozmikus sugarak élettartama körülbelül 108 év. Ez az idő jóval hosszabb, mint a sebességgel mozgó részecske repülésének ideje a egyenes vonalban a forrástól a Földig (3 · 104 év a Galaxis másik oldalán lévő legtávolabbi forrásokhoz). Ez azt jelenti, hogy a részecskék nem mozognak egyenes vonalban, de tapasztalják a szétszóródást. A gátakészítmények kaotikus mágneses mezői B ~ 10 indukcióval-6 Gauss (10-10 Tesla) egy kör köré mozgatják őket egy sugárral (gyroradius) R = E/3 × 104 B ahol R m E – részecske energia eV, B – mágneses indukció gaussban. Közepes részecske energiáknál E < 1017 A Supernova-gyorsítókban elért eV a gyroradius szignifikánsan kisebb, mint a galaxis nagysága (3. 1020 m).

Körülbelül egyenes vonalban csak az energiával rendelkező részecskék származnak a forrásból. E > 1019 eV. Ezért az irányt az EAS részecskék kevesebb energiát, mint 1019 Az eV nem jelzi a forrásukat. Ebben az energiatartományban csak annyit kell megfigyelnünk, hogy a forrásokban keletkező másodlagos sugárzás protonok és kozmikus sugármagok által történik. A gamma-sugárzás energiájának megfigyelési tartományában (E < 1013 eV) mennyiségei megérkezésének irányát meggyőzően bizonyítják, hogy a kozmikus sugárzás galaxisunk síkjában koncentrált tárgyakat bocsát ki. Itt is koncentrálódik a csillagközi anyag, amellyel a kozmikus sugár-részecskék kölcsönhatásba lépnek, másodlagos gamma-sugárzást generálva.

A részecske detektor megfigyelője Pierre Auger. Kép: "Tudomány és élet"

A "helyi" galaktikus jelenségnek a kozmikus sugárzás eszméje csak a mérsékelt energiák részecskéire igaz. E < 1017 eV. A galaxis korlátait, hogy felgyorsítsák és tartsák a különösen nagy energiájú részecskéket, meggyőzően bizonyították a kozmikus sugarak energiaspektrumának mérésére vonatkozó kísérletekben.

1958-ban Georgy Borisovich Khristiansen és a német Viktorovich Kulikov éles változást észleltek a kozmikus sugarak energiaspektrumának alakjában, körülbelül 3 × 1015 eV. Az ezen értéknél kisebb energiáknál a részecskék spektrumára vonatkozó kísérleti adatokat rendszerint "teljesítmény-szerű" formában mutatják be, így a részecskék száma N egy adott E energiával fordítottan arányosnak tekintették a részecske energiájával a γ mértékig: N(E) = egy/Eγ (γ a spektrum differenciáljelzője). Energiához viszonyítva 3 · 1015 eV indikátor γ = 2,7, de amikor nagy energiára vált, az energiaspektrum "szünetet" tapasztal: energiák esetén E > 3·1015 eV γ értéke 3,15. A spektrumban bekövetkező változás természetesen kapcsolódik a felgyorsult részecskék energiájának megközelítéséhez a Supernovae gyorsító mechanizmusára kiszámított maximális lehetséges értékhez. Az elsődleges részecskék nukleáris összetétele az energia régióban 1015-1017 eV. A legmegbízhatóbb információkat az EAS – "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade" komplex telepítések adják. Segítségükkel nemcsak az elsődleges magok energiájáról, hanem az atomszámoktól függő paraméterekről, a zuhany szélességéről, az elektronok és a muonok arányáról, a legenergetikusabb elektronok számáról és teljes számáról van szó. Mindezek az adatok azt mutatják, hogy az elsődleges részecskék energiájának növekedése a spektrum bal szélétől a szünet után bekövetkező szakadásig átlagos tömegük nő. A részecskék tömegösszetételének ilyen változása összhangban van a szupernóva részecske gyorsulásának modelljével – ez a részecske töltésétől függően a maximális energiára korlátozódik. A protonok esetében ez a maximális energia körülbelül 3 · 1015 eV és a felgyorsult részecske (mag) töltésének arányában növekszik, úgyhogy a vasmagok hatékonyan felgyorsulnak ~ 10-ig17 eV. A maximális sebességet meghaladó részecskeváltozók intenzitása gyorsan csökken.

Légköri fluoreszcencia detektor: hat távcső látja a légkört a látószögben 0-30 ° magasságban a horizont felett és egy látómezőben 0-180 ° azimutban. Kép: "Tudomány és élet"

De még nagyobb energiájú részecskék regisztrálása (~ 3 · 1018 eV) azt mutatta, hogy a kozmikus sugarak spektruma nem csak véget ér, hanem visszatér a szünet előtt megfigyelt formához!

Az "ultra-magas" energia területén az energiaspektrum mérései (E > 1018 eV) nagyon nehéz az ilyen részecskék kis számának köszönhetően. E ritka események megfigyeléséhez létre kell hozni az EAS részecskék és a Vavilov-Cherenkov sugárzás által előidézett detektorok hálózatát és az ionizációs sugárzást (légköri fluoreszcencia) több száz vagy akár több ezer négyzetkilométernyi területen. Az ilyen nagyméretű, összetett telepítéseknél korlátozott gazdasági tevékenységet folytató telepek választottak ki, de képesek nagy mennyiségű detektor működésének biztosítására.Ezek a létesítmények először több tucat négyzetkilométerre épültek (Yakutsk, Havera Park, Akeno), majd több száz (AGASA, Fly's Eye, HiRes) és végül több ezer négyzetkilométeres létesítményeket hoztak létre (Pierre Auger Obszervatórium Argentínában, Teleszkópos telepítés Utah-ban, USA).

A Pierre Auger Obszervatóriumi detektorok elhelyezkedése Mendoza tartományban, Argentína. pont – részecske detektorok. Négy atmoszférikus fluoreszcencia detektor található a nevekben képviselt pontokon sárga téglalapok. Több mint ezer szemcseérzékelő fedez egy 3 ezer km-es területet2 1,5 km távolságra az érzékelők között. Négy fluoreszcencia érzékelő "nézze" a légkört ugyanazon a területen. Az üzem építése 2008-ban ér véget. A kép a www.auger.org.ar címen található

Az ultrahigh energiák kozmikus sugarainak tanulmányozásának következő lépése az EAS-k rögzítésére szolgáló módszer kidolgozása a légköri fluoreszcencia megfigyelésére. Több orosz országgal együttműködve létrejön az első EAS térdetektor, a TUS projekt. Egy újabb ilyen érzékelőt kell telepíteni a Nemzetközi Űrállomáson (MKS) (projektek: JEM-EUSO és КЛПВЭ).

A TUS térérzékelő megfigyeli az ultrahigh energia EAS-jét a Föld pályájáról. Kép: "Tudomány és élet"

Mit tudunk ma a rendkívül magas energiájú kozmikus sugarakról? Az alsó ábra a kozmikus sugarak energiaspektrumát mutatja 10-nél nagyobb energiákkal18 eV, amelyet az utolsó generációs telepítéseken (HiRes, Pierre Auger Observatory) szereztünk meg, valamint az alacsonyabb energiák kozmikus sugaraival kapcsolatos adatokról, amelyek – a fentiek szerint – a Tejút-galaxishoz tartoznak. Látható, hogy a 3. 10-es energiáknál18-3·1019 eV a differenciál energiaspektrum indexe 2,7-2,8 értékre csökkent, pontosan az, amely a galaktikus kozmikus sugaraknál megfigyelhető, amikor a részecske-energia sokkal kisebb, mint a galaktikus gyorsítók maximális értéke. Ez nem jelenti azt, hogy az ultrahigh energiáknál a részecskék fő áramát az extragalaktikus eredetű gyorsítók hozhatják létre, amelyek a galaktikus energiával sokkal nagyobb energiával rendelkeznek? A galaktikus kozmikus sugárzás spektrumában mutatkozó zümmögés azt mutatja, hogy az extragalaktikus kozmikus sugarak hozzájárulása drámaian megváltozik a mérsékelt energiák térségéből való áthaladáskor.14-1016 eV, ahol körülbelül 30-szor kevesebb, mint a galaktikus (a pontozott vonallal jelölt spektrum) hozzájárulása az ultrahigh energiák régiójához, ahol dominánsvá válik.

Az utóbbi évtizedekben számos csillagászati ​​adatot gyűjtött össze az extragalaktikus tárgyakról, amelyek képesek felgyorsítani a töltött részecskéket a 1019 eV. Egy nyilvánvaló jel, hogy egy objektum méretű D felgyorsíthatja a részecskéket az energiára E, egy B mágneses mező jelenléte ebben az objektumban, oly módon, hogy a részecskék gyroradius kisebb D. A jelölt források közé tartoznak a rádió-galaxisok (erős rádió-kibocsátást kibocsátó); a fekete lyukakat tartalmazó aktív galaxisok magjai; ütköző galaxisok. Mindegyik gáz (plazma) fúvókákat tartalmaz, amelyek hatalmas sebességgel közelednek a fénysebességhez. Az ilyen fúvókák a gázpedál működéséhez szükséges lökéshullámok szerepét játszhatják. A kozmikus sugarak megfigyelt intenzitásához való hozzájárulásuk értékeléséhez figyelembe kell venni a források elosztását a Földtől való távolság és a részecske energia elvesztése intergalaktikus térben. A háttér kozmikus rádió-kibocsátás felfedezése előtt az intergalaktikus tér "üres" és átlátszónak tűnt nemcsak az elektromágneses sugárzás, hanem az ultrahigh-energia részecskék számára is.Az intergalaktikus térben található gáz sűrűsége a csillagászati ​​adatok szerint olyan kicsi (10-29 g / cm3), hogy akár százmilliárd fényévnyi (1024 m) a részecskék nem felelnek meg a gáz atomtestének. Azonban, amikor kiderült, hogy az Univerzum tele van alacsony energiájú fotonokkal (kb. 500 foton / cm3 energiával Ef ~10-3 eV), amely a Big Bang után maradt, világossá vált, hogy a protonok és a magok több energiával rendelkeznek E ~5·1019 eV, a Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK) határértéknek meg kell hatnia a fotonokkal, és több mint tízmillió könnyű évvel kell elutaznia útjánkörülbelülenergiájuk nagy részét. Így a Világegyetem túlnyomó többsége, amely több mint tízes távolságra található7 világos évektől távol esett tőlünk, 5-10-nél nagyobb energiájú sugarak megfigyelésére nem volt elérhető19 eV. Az ultrahigh energiájú kozmikus sugár spektrummal kapcsolatos legfrissebb kísérleti adatok (HiRes telepítés, Pierre Auger csillagvizsgáló) megerősítik ennek a határértéknek a meglétét a Földön megfigyelt részecskék tekintetében.

Kísérleti adatok a kozmikus sugarak energiaspektrumáról a primer részecske-energia széles tartományában. Az adatok kompakt ábrázolásához a részecske-fluxus differenciál intenzitását meg kell szorozni az E-vel3. Kép: "Tudomány és élet"

Amint látható, rendkívül nehéz ultrahigh energiájú kozmikus sugarak eredetének tanulmányozása: a legmagasabb energiák (a GZK határán túl) kozmikus sugarainak többsége annyira messze van, hogy a Föld felé vezető részecskék elveszítik a forráson elért energiát. A GZK-határértéknél kisebb energiáknál azonban a részecskék eltérése a galaktikus mágneses mezővel még mindig nagy, és a részecskék bejutásának iránya nem valószínű, hogy jelezné a forrás helyzetét az égi szférában.

A kozmikus sugárzás ultra-nagy energiaforrásainak kutatásában a részecskék kísérletileg mért érési irányának korrelációs analízisét kellőképpen nagy energiákkal végezzük – így a Galaxis mezők kissé eltérnek a részecskéktől az iránytól a forrástól. Az előző generációs berendezések még nem szolgáltattak meggyőző adatokat a részecskék érkezési irányának korrelációjáról az asztrofizikai tárgyak speciálisan meghatározott osztályának koordinátáival. A Pierre Auger megfigyelőközpont legfrissebb adatai reményként tekinthetők az elkövetkező években az AGN-típusú forrásoknak a GZK-határértékhez tartozó energiával rendelkező részecskék intenzív áramlását előállító szerepére vonatkozó adatok megszerzésére.

Az M87 elliptikus galaxisból kilövő relativisztikus gáz sugara.Kép: "Tudomány és élet"

Érdekes módon az AGASA telepítésénél voltak utalások az "üres" irányok létezésére (ilyenek, ahol nincsenek ismert források), amelyeken a megfigyelési idő alatt két és akár három részecske érkezik. Ez nagy érdeklődést keltett a kozmológiában érintett fizikusok – az Univerzum eredetének és fejlődésének tudománya, amely elválaszthatatlanul kapcsolódik az elemi részecskék fizikájához. Kiderül, hogy a mikro-világ szerkezetének és a világegyetem (Big Bang-elmélet) fejlődési modelljének néhány modelljében előre megjósolható a szupermasszív elemi részecskék modern universitása megőrzése körülbelül 10-es tömeggel23-1024 eV, amelyből az anyagnak a Big Bang legkorábbi szakaszában kell lennie. Az Univerzumban való eloszlásuk nem túl világos: egyenletesen oszthatók el a térben, vagy "elhúzódnak" az Univerzum hatalmas régiói felé. Fő jellemzője, hogy ezek a részecskék instabilak és könnyebbekké válhatnak, beleértve a stabil protonokat, fotonokat és neutrínókat is, amelyek hatalmas kinetikus energiákat kapnak – több mint 1020 eV. Az ilyen részecskék megőrzésére szolgáló helyek (az Univerzum topológiai hibái) protonok, fotonok vagy ultrahigh energiájú neutrínók forrásai lehetnek.

Ugyanúgy, mint a galaktikus források esetében, a rendkívül nagy energiájú extragalaktikus kozmikus sugár gyorsítók létezését a gamma-sugárzás detektorok, például a HESS teleszkópok adatai is megerősítik, amelyek a fent említett extragalaktikus tárgyakra – a kozmikus sugárforrások jelöltjeire vonatkoznak.

A gamma-kvantum energiaspektruma a HESS telepítésénél mérve: az M87 forrásból származó háromszögek, a Crab körök. Az 1 TeV küszöbértékű gamma-sugarak fluxusa (2,26 ± 0,08) × 10-11 lát-2· With-1. Kép: "Tudomány és élet"

Közülük a legígéretesebbek voltak az aktív galaxisok (AGN) magjai, gázfúvókákkal. A HESS installáció egyik legismertebb tárgya az M87 galaktika a Virgo konstellációban, 50 millió fényévtől a Galaxistól. A középpontjában egy fekete lyuk van, amely energiát biztosít az ehhez közel álló folyamatokhoz, és különösen a galaxishoz tartozó óriás plazma sugárhoz. A kozmikus sugarak gyorsulását az M87-ben közvetlenül megerősítik gamma-sugárzásának megfigyelései, a fotonok energiaspektruma 1-10 TeV energiával (1012-1013 eV) a HESS telepítésénél. Az M87 gamma-sugárzásának megfigyelt intenzitása a Crab intenzitása mintegy 3% -a.Figyelembe véve a különbséget a tárgyak távolságától (5000-szer), ez azt jelenti, hogy az M87 fényereje meghaladja a Crab fényerejét 25 millió alkalommal!

Az erre a célra létrehozott részecskegyorsító modellek azt mutatják, hogy az M87-ben felgyorsult részecskék intenzitása olyan nagy lehet, hogy akár 50 millió fényévnyi távolságon is, ennek a forrásnak a hozzájárulása képes lesz a kozmikus sugarak megfigyelt intenzitására a 1019 eV.

De itt egy rejtély: az EAS-ban a forrás irányába mutató modern adatok szerint nincs olyan részecskék feleslege, amelynek energiája körülbelül 1019 eV. De vajon ez a forrás megjelenik-e a jövőbeni űrkutatások eredményeiben ilyen energiákban, amikor a távoli források már nem járulnak hozzá a megfigyelt eseményekhez? Az energiaspektrum szünettel való helyzete ismét megismételhető, például 2 · 10-es energiával20. De ezúttal a forrásnak láthatónak kell lennie az elsődleges részecske pályájának irányában, mivel az energia> 2 · 1020 Az eV olyan nagy, hogy a részecskék ne térjenek el a galaktikus mágneses mezőkben.

Mint látjuk, a kozmikus sugarak tanulmányozásának százéves története után ismét várunk új felfedezésekre, ez az ultrahigh energia kozmikus sugárzásának ez a ideje, amelynek jellege még ismeretlen,de fontos szerepet játszhat a világegyetem szerkezetében.

Irodalom:
1) Dobrotin N.A. Kozmikus sugarak. – M .: Izd. A Szovjetunió Tudományos Akadémiája, 1963.
2) Murzin V.S. Bevezetés a kozmikus sugarak fizikájába. – M .: Izd. Moszkvai Állami Egyetem, 1988.
3) Panasyuk M. I. Az Univerzum vándorjai, vagy a nagy bumba visszhangzik. – Fryazino: Vek2, 2005.
4) Rossi B. Kozmikus sugarak. – M .: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Relativista meteorok // Tudomány Oroszországban, 2001, № 4.
6) Khrenov B.A. és Panasyuk M.I. A tér messengerei: távol vagy szomszéd? // Nature, 2006, № 2.
7) Khrenov B.A. és Klimov P.A. Várható nyitás // Nature, 2008, № 4.


Like this post? Please share to your friends:
Vélemény, hozzászólás?

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