7 A więc to są cząstki W Rozdział, w którym fizycy formułują chromodynamikę kwantową, odkrywają kwark powabny i znajdują cząstki W i Z dokładnie tam, gdzie przewidzieli. Okazało się, że tajemnica istnienia

Rozdział 2 CZĄSTECZKI IDENTYCZNE § 1. Cząstki Bosego i cząstki Fermiego§ 2. Stany z dwiema cząstkami Bosego§ 3. Stany z n cząstkami Bosego§ 4. Emisja i absorpcja fotonów§ 5. Widmo ciała absolutnie czarnego§ 6. Ciekły hel § 7. Zasada zakazu. Powtórzmy: Rozdz. 41 (nr 4) „Brownan

II. Jak odkrywane są cząstki subatomowe? Jeśli zderzysz ze sobą energetyczne protony, otrzymasz cząstki, które są znacznie masywniejsze niż oryginalne. Ale jeśli cząstki powstające w akceleratorach są tak masywne, po co nam w ogóle akceleratory? Prawdopodobnie gigantyczne cząstki są łatwe

IV. W jaki sposób cząstki zyskują całą swoją wagę? Złoty wiek kwarków (t = 10–12 do 10–6 sekund) Patrząc dalej w przeszłość, obserwujemy ogólną tendencję. Wszechświat staje się coraz gorętszy, cząstki stają się coraz bardziej energetyczne, co zwykle oznacza, że ​​tak właśnie jest

Borys Arkadiewicz Chrenow,
Doktor nauk fizycznych i matematycznych, Instytut Badawczy Fizyki Jądrowej im. D. V. Skobeltsyn Moskiewski Uniwersytet Państwowy. M. V. Łomonosowa
„Nauka i Życie” nr 10, 2008

Minęło prawie sto lat od odkrycia promieni kosmicznych – strumieni naładowanych cząstek pochodzących z głębin Wszechświata. Od tego czasu dokonano wielu odkryć związanych z promieniowaniem kosmicznym, ale wiele tajemnic wciąż pozostaje otwartych. Jedna z nich jest być może najbardziej intrygująca: skąd biorą się cząstki o energii większej niż 10 20 eV, czyli prawie miliarda bilionów elektronowoltów, milion razy większej niż ta, którą uzyska się w najpotężniejszym akceleratorze – tzw. Wielki Zderzacz Hadronów? Jakie siły i pola przyspieszają cząstki do tak potwornych energii?

Promienie kosmiczne odkryty w 1912 roku przez austriackiego fizyka Victora Hessa. Był pracownikiem Instytutu Radowego w Wiedniu i prowadził badania nad gazami zjonizowanymi. Już wtedy wiedzieli, że wszystkie gazy (łącznie z atmosferą) są zawsze lekko zjonizowane, co wskazywało na obecność substancji radioaktywnej (np. radu) w gazie lub w pobliżu urządzenia mierzącego jonizację, najprawdopodobniej w skorupie ziemskiej. Eksperymenty z podniesieniem detektora jonizacji do balon na ogrzane powietrze zostały zaprojektowane, aby sprawdzić to założenie, ponieważ jonizacja gazu powinna zmniejszać się wraz z odległością od powierzchni ziemi. Odpowiedź była odwrotna: Hess odkrył promieniowanie, którego intensywność wzrastała wraz z wysokością. Sugerowało to, że pochodzi on z kosmosu, jednak pozaziemskie pochodzenie promieni zostało ostatecznie udowodnione dopiero po licznych eksperymentach (W. Hess otrzymał Nagrodę Nobla dopiero w 1936 roku). Przypomnijmy, że określenie „promieniowanie” nie oznacza, że ​​promienie te mają charakter czysto elektromagnetyczny (jak np światło słoneczne, fale radiowe lub promieniowanie rentgenowskie); wykorzystano go do odkrycia zjawiska, którego natura nie była jeszcze znana. I choć szybko stało się jasne, że głównym składnikiem promieni kosmicznych są przyspieszane naładowane cząstki, czyli protony, termin ten pozostał. Badanie nowego zjawiska szybko zaczęło przynosić wyniki, które zwykle uważa się za „nowoczesność nauki”.

Odkrycie bardzo wysokoenergetycznych cząstek kosmicznych bezpośrednio (na długo przed stworzeniem akceleratora protonów) zrodziło pytanie: jaki jest mechanizm przyspieszania naładowanych cząstek w obiektach astrofizycznych? Dziś wiemy, że odpowiedź okazała się nietrywialna: naturalny, „kosmiczny” akcelerator radykalnie różni się od akceleratorów stworzonych przez człowieka.

Wkrótce stało się jasne, że kosmiczne protony przelatując przez materię oddziałują z jądrami jej atomów, rodząc nieznane wcześniej niestabilne cząstki elementarne (obserwowano je przede wszystkim w atmosferze ziemskiej). Badanie mechanizmu ich narodzin otworzyło owocną drogę do skonstruowania taksonomii cząstek elementarnych. W laboratorium nauczyli się przyspieszać protony i elektrony i wytwarzać ich ogromne strumienie, nieporównywalnie gęstsze niż w promieniowaniu kosmicznym. Ostatecznie to eksperymenty dotyczące oddziaływania cząstek, które otrzymały energię w akceleratorach, doprowadziły do ​​stworzenia nowoczesnego obrazu mikroświata.

W 1938 roku francuski fizyk Pierre Auger odkrył niezwykłe zjawisko - deszcze wtórnych cząstek kosmicznych, które powstają w wyniku oddziaływania pierwotnych protonów i jąder o niezwykle wysokich energiach z jądrami atomów atmosfery. Okazało się, że w widmie promieni kosmicznych znajdują się cząstki o energii rzędu 10 15 –10 18 eV – miliony razy większej niż energia cząstek przyspieszanych w laboratorium. Akademik Dmitrij Władimirowicz Skobeltsyn przywiązywał szczególną wagę do badań takich cząstek i zaraz po wojnie, w 1947 r., wraz z najbliższymi współpracownikami G. T. Zatsepinem i N. A. Dobrotinem zorganizował kompleksowe badania kaskad cząstek wtórnych w atmosferze, zwanych rozległymi pękami powietrznymi ( EAS). Historię pierwszych badań promieni kosmicznych można znaleźć w książkach N. Dobrotina i V. Rossiego. Z biegiem czasu szkoła D.V. Skobeltsyna wyrosła na jedną z najsilniejszych na świecie i przez wiele lat określił główne kierunki badań promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii. Jej metody pozwoliły poszerzyć zakres badanych energii z 10 9 –10 13 eV, zarejestrowanych na balony i satelity, do 10 13 –10 20 eV. Dwa aspekty czyniły te badania szczególnie atrakcyjnymi.

Po pierwsze, możliwe stało się wykorzystanie wysokoenergetycznych protonów wytworzonych przez samą naturę do badania ich interakcji z jądrami atomów atmosfery i rozszyfrowania najdrobniejszej struktury cząstek elementarnych.

Po drugie, możliwe stało się znalezienie w przestrzeni obiektów zdolnych do przyspieszania cząstek do niezwykle wysokich energii.

Pierwszy aspekt okazał się nie tak owocny, jak oczekiwano: badanie drobnej struktury cząstek elementarnych wymagało znacznie więcej danych na temat interakcji protonów, niż może dostarczyć promieniowanie kosmiczne. Jednocześnie ważny wkład w zrozumienie mikroświata wniosło badanie zależności większości ogólna charakterystyka oddziaływania protonów na ich energię. To właśnie w trakcie badań EAS odkryto cechę polegającą na zależności liczby cząstek wtórnych i rozkładu ich energii od energii cząstki pierwotnej, związaną z kwarkowo-gluonową strukturą cząstek elementarnych. Dane te zostały później potwierdzone w eksperymentach na akceleratorach.

Obecnie zbudowano niezawodne modele oddziaływania promieni kosmicznych z jądrami atomów atmosfery, które umożliwiły badanie widma energii i składu ich cząstek pierwotnych o najwyższych energiach. Stało się jasne, że promienie kosmiczne odgrywają nie mniejszą rolę w dynamice rozwoju Galaktyki niż jej pola i przepływy gazu międzygwiazdowego: energia właściwa promieni kosmicznych, gazu i pola magnetycznego jest w przybliżeniu równa 1 eV na cm 3. Przy takim bilansie energii w ośrodku międzygwiazdowym naturalne jest założenie, że przyspieszanie cząstek promieniowania kosmicznego najprawdopodobniej zachodzi w tych samych obiektach, które są odpowiedzialne za ogrzewanie i uwalnianie gazu, np. W nowych i supernowych podczas ich wybuchu.

Pierwszy mechanizm przyspieszania promieni kosmicznych został zaproponowany przez Enrico Fermiego dla protonów chaotycznie zderzających się z namagnesowanymi obłokami plazmy międzygwiazdowej, ale nie był w stanie wyjaśnić wszystkich danych eksperymentalnych. W 1977 roku akademik Hermogenes Filippovich Krymsky wykazał, że mechanizm ten powinien znacznie silniej przyspieszać cząstki pozostałości po supernowych na czołach fal uderzeniowych, których prędkości są o rząd wielkości większe niż prędkości chmur. Dziś wiarygodnie wykazano, że mechanizm przyspieszania kosmicznych protonów i jąder przez falę uderzeniową w powłokach supernowych jest najskuteczniejszy. Odtworzenie tego w warunkach laboratoryjnych jest jednak mało prawdopodobne: przyspieszenie zachodzi stosunkowo wolno i wymaga ogromnych ilości energii, aby zatrzymać przyspieszone cząstki. W powłokach supernowych warunki te istnieją ze względu na samą naturę eksplozji. Godne uwagi jest to, że przyspieszanie promieni kosmicznych zachodzi w unikalnym obiekcie astrofizycznym, który odpowiada za syntezę ciężkich jąder (cięższych od helu) faktycznie obecnych w promieniowaniu kosmicznym.

W naszej Galaktyce istnieje kilka znanych supernowych mających mniej niż tysiąc lat, które można zaobserwować gołym okiem. Najbardziej znane to Mgławica Krab w gwiazdozbiorze Byka („Krab” to pozostałość po eksplozji Supernowej w 1054 r., odnotowana we wschodnich kronikach), Kasjopeja-A (obserwowana w 1572 r. przez astronoma Tycho Brahe) i Supernowa Keplera w konstelacji Wężownika (1680). Średnice ich dzisiejszych muszli wynoszą 5–10 lat świetlnych (1 rok świetlny = 10 16 m), czyli rozszerzają się z prędkością rzędu 0,01 prędkości światła i znajdują się w odległościach około dziesięciu tysięcy światła lat od Ziemi. Powłoki supernowych („mgławice”) były obserwowane w zakresie optycznym, radiowym, rentgenowskim i gamma przez obserwatoria kosmiczne Chandra, Hubble i Spitzer. Rzetelnie pokazali, że przyspieszanie elektronów i protonów, któremu towarzyszy promieniowanie rentgenowskie, faktycznie zachodzi w powłokach.

Około 60 pozostałości po supernowych młodszych niż 2000 lat mogłoby wypełnić przestrzeń międzygwiazdową promieniami kosmicznymi o zmierzonej energii właściwej (~1 eV na cm3), choć znanych jest mniej niż dziesięć z nich. Niedobór ten tłumaczy się faktem, że w płaszczyźnie Galaktyki, gdzie skupiają się gwiazdy i supernowe, znajduje się dużo pyłu, który nie przepuszcza światła do obserwatora na Ziemi. Obserwacje w promieniach rentgenowskich i gamma, dla których warstwa pyłu jest przezroczysta, pozwoliły poszerzyć listę obserwowanych „młodych” powłok supernowych. Najnowszą z nowo odkrytych powłok była Supernowa G1.9+0.3, którą obserwowano za pomocą teleskopu rentgenowskiego Chandra w styczniu 2008 roku. Szacunki dotyczące rozmiaru i tempa rozszerzania się jej powłoki wskazują, że rozbłysnął około 140 lat temu, ale nie był widoczny w zakresie optycznym ze względu na całkowitą absorpcję jego światła przez warstwę pyłu Galaktyki.

Do danych na temat wybuchów supernowych w naszej Galaktyce Droga Mleczna, dodano znacznie bogatsze statystyki dotyczące supernowych w innych galaktykach. Bezpośrednim potwierdzeniem obecności przyspieszonych protonów i jąder jest promieniowanie gamma zawierające wysokoenergetyczne fotony powstałe w wyniku rozpadu neutralnych pionów – produktów oddziaływania protonów (i jąder) z materią źródłową. Takie wysokoenergetyczne fotony obserwuje się za pomocą teleskopów wykrywających poświatę Wawiłowa-Czerenkowa emitowaną przez wtórne cząstki EAS. Najbardziej zaawansowanym instrumentem tego typu jest układ sześciu teleskopów stworzony we współpracy z firmą HESS w Namibii. Jako pierwsze zmierzono promieniowanie gamma Kraba, a jego intensywność stała się miarą intensywności dla innych źródeł.

Uzyskany wynik nie tylko potwierdza istnienie mechanizmu przyspieszania protonów i jąder w supernowej, ale także pozwala oszacować widmo przyspieszanych cząstek: widma „wtórnych” promieni gamma oraz „pierwotnych” protonów i jąder są bardzo blisko. Pole magnetyczne w Krabie i jego wielkość pozwalają na przyspieszanie protonów do energii rzędu 10 15 eV. Widma cząstek promieniowania kosmicznego w źródle i w ośrodku międzygwiazdowym różnią się nieco, ponieważ prawdopodobieństwo opuszczenia źródła przez cząstki oraz czas życia cząstek w Galaktyce zależą od energii i ładunku cząstki. Porównanie widma energii i składu promieni kosmicznych zmierzonych w pobliżu Ziemi z widmem i składem u źródła pozwoliło zrozumieć, jak długo cząstki przemieszczają się pomiędzy gwiazdami. W promieniach kosmicznych w pobliżu Ziemi było znacznie więcej jąder litu, berylu i boru niż w źródle - ich dodatkowa liczba powstaje w wyniku oddziaływania cięższych jąder z gazem międzygwiazdowym. Mierząc tę ​​różnicę, obliczyliśmy kwotę X substancja, przez którą przechodziły promienie kosmiczne podczas wędrówki w ośrodku międzygwiazdowym. W fizyce jądrowej ilość materii, którą cząstka napotyka na swojej drodze, mierzy się w g/cm2. Wynika to z faktu, że aby obliczyć zmniejszenie strumienia cząstek w zderzeniach z jądrami materii, należy znać liczbę zderzeń cząstki z jądrami, które mają różne pola (przekroje) poprzeczne do kierunku cząstki. Wyrażając ilość materii w tych jednostkach, uzyskuje się jedną skalę pomiaru dla wszystkich jąder.

Wartość znaleziona eksperymentalnie X~ 5–10 g/cm2 pozwala oszacować żywotność T promienie kosmiczne w ośrodku międzygwiazdowym: T ≈ X/ρ C, Gdzie C- prędkość cząstek w przybliżeniu równa prędkości światła, ρ ~10 –24 g/cm 3 - średnia gęstość ośrodka międzygwiazdowego. Stąd czas życia promieni kosmicznych wynosi około 10 8 lat. Czas ten jest znacznie dłuższy niż czas lotu cząstki poruszającej się z prędkością Z w linii prostej od źródła do Ziemi (3,10 4 lata dla najodleglejszych źródeł po przeciwnej stronie Galaktyki). Oznacza to, że cząstki nie poruszają się po linii prostej, lecz ulegają rozproszeniu. Chaotyczne pola magnetyczne galaktyk z indukcją B ~ 10 –6 gausów (10 –10 tesli) poruszają je po okręgu o promieniu (żyroradius) R = mi/3 × 10 4 B, gdzie R w m, mi- energia cząstek w eV, V - indukcja pola magnetycznego w gausach. Przy umiarkowanych energiach cząstek mi

W przybliżeniu w linii prostej ze źródła będą pochodzić tylko cząstki posiadające energię mi> 10 19 eV. Dlatego kierunek cząstek o energiach mniejszych niż 10 19 eV tworzących EAS nie wskazuje ich źródła. W tym obszarze energetycznym pozostaje jedynie obserwować promieniowanie wtórne generowane w samych źródłach przez protony i jądra promieniowania kosmicznego. W obserwowalnym obszarze energii promieniowania gamma ( mi

Idea promieni kosmicznych jako „lokalnego” zjawiska galaktycznego okazała się prawdziwa tylko dla cząstek o umiarkowanych energiach mi

W 1958 roku odkryli Georgy Borisovich Christiansen i Niemiec Wiktorowicz Kulikow nagła zmiana rodzaj widma energetycznego promieni kosmicznych o energii rzędu 3,10 15 eV. Przy energiach poniżej tej wartości dane eksperymentalne dotyczące widma cząstek były zwykle przedstawiane w postaci „prawa potęgowego”, tak że liczba cząstek N przy danej energii E uznano za odwrotnie proporcjonalne do energii cząstki do potęgi γ: N(mi) = A/miγ (γ jest wskaźnikiem widma różnicowego). Do energii 3,10 15 eV wskaźnik γ = 2,7, ale przy przejściu na wyższe energie widmo energii ulega „przerwie”: dla energii mi> 3·10 15 eV γ wynosi 3,15. Naturalne jest powiązanie tej zmiany widma ze zbliżaniem się energii przyspieszanych cząstek do maksymalnej możliwej wartości obliczonej dla mechanizmu przyspieszania w supernowych. Za tym wyjaśnieniem załamania widma przemawia także skład jądrowy cząstek pierwotnych w zakresie energii 10 15 –10 17 eV. Najbardziej wiarygodnych informacji na ten temat dostarczają złożone instalacje EAS - „MGU”, „Tunka”, „Tybet”, „Kaskada”. Za ich pomocą uzyskuje się nie tylko informację o energii jąder pierwotnych, ale także parametry zależne od ich liczby atomowej – „szerokość” pęku, stosunek liczby elektronów do mionów, liczbę najbardziej energetycznych elektrony i ich całkowita liczba. Wszystkie te dane wskazują, że wraz ze wzrostem energii cząstek pierwotnych od lewej granicy widma przed jego rozbiciem do energii po rozbiciu, wzrasta ich średnia masa. Ta zmiana składu masowego cząstek jest zgodna z modelem przyspieszania cząstek w supernowych – jest ograniczona energią maksymalną, która zależy od ładunku cząstki. W przypadku protonów ta maksymalna energia jest rzędu 3,10 · 15 eV i rośnie proporcjonalnie do ładunku przyspieszanej cząstki (jądra), tak że jądra żelaza są skutecznie przyspieszane do ~10 · 17 eV. Natężenie przepływów cząstek o energii przekraczającej maksimum gwałtownie maleje.

Jednak rejestracja cząstek o jeszcze wyższych energiach (~3·10 18 eV) pokazała, że ​​widmo promieni kosmicznych nie tylko nie pęka, ale powraca do postaci obserwowanej przed pęknięciem!

Pomiary widma energii w obszarze „ultrawysokiej” energii ( mi> 10 18 eV) są bardzo trudne ze względu na małą liczbę takich cząstek. Aby obserwować te rzadkie zjawiska, konieczne jest stworzenie sieci detektorów przepływu cząstek EAS i promieniowania Wawiłowa-Czerenkowa oraz promieniowania jonizacyjnego (fluorescencji atmosferycznej) generowanego przez nie w atmosferze na obszarze setek, a nawet tysięcy kilometrów kwadratowych. W przypadku tak dużych, skomplikowanych instalacji wybierane są lokalizacje o ograniczonej działalności gospodarczej, ale z możliwością zapewnienia niezawodnej pracy ogromnej liczby czujek. Instalacje takie budowano najpierw na obszarach kilkudziesięciu kilometrów kwadratowych (Jakuck, Havera Park, Akeno), potem setki (AGASA, Fly's Eye, HiRes), a obecnie powstają instalacje o powierzchni tysięcy kilometrów kwadratowych (Obserwatorium Pierre Auger w Argentyna, Instalacja teleskopowa w Utah, USA).

Kolejnym krokiem w badaniach ultrawysokoenergetycznego promieni kosmicznych będzie opracowanie metody wykrywania EAS poprzez obserwację fluorescencji atmosferycznej z kosmosu. We współpracy z kilkoma krajami Rosja tworzy pierwszy kosmiczny detektor EAS – projekt TUS. Oczekuje się, że kolejny taki detektor zostanie zainstalowany na Międzynarodowej Stacji Kosmicznej ISS ​​(projekty JEM-EUSO i KLPVE).

Co dzisiaj wiemy o promieniach kosmicznych o ultrawysokiej energii? Dolny rysunek przedstawia widmo energetyczne promieni kosmicznych o energiach powyżej 10 18 eV, które otrzymano przy użyciu instalacji najnowszej generacji (HiRes, Obserwatorium Pierre Auger) wraz z danymi dotyczącymi promieni kosmicznych o niższych energiach, które jak pokazano powyżej należą do Galaktykę Drogi Mlecznej. Można zauważyć, że przy energiach 3,10 18 –3,10 19 eV wskaźnik widma różnicowego energii spadł do wartości 2,7–2,8, dokładnie takiej samej, jak obserwowana dla galaktycznego promieniowania kosmicznego, gdy energie cząstek są znacznie mniejsze od maksymalne możliwe dla akceleratorów galaktycznych. Czy to nie oznacza, że ​​przy ultrawysokich energiach główny przepływ cząstek tworzony jest przez akceleratory pochodzenia pozagalaktycznego o energii maksymalnej znacznie wyższej od galaktycznej? Załamanie widma galaktycznych promieni kosmicznych pokazuje, że udział promieni kosmicznych pozagalaktycznych zmienia się gwałtownie po przejściu z obszaru umiarkowanych energii 10 14 –10 16 eV, gdzie jest około 30 razy mniejszy niż udział promieni galaktycznych (widmo wskazanych linią przerywaną na rysunku) do obszaru o ultrawysokich energiach, gdzie staje się dominujący.

W ostatnich dziesięcioleciach zgromadzono wiele danych astronomicznych na temat obiektów pozagalaktycznych zdolnych do przyspieszania naładowanych cząstek do energii znacznie wyższych niż 10 19 eV. Oczywisty znak, że obiekt ma rozmiar D może przyspieszać cząstki do energii mi, oznacza obecność w całym obiekcie pola magnetycznego B takiego, że promień żyroskopowy cząstki jest mniejszy D. Do takich potencjalnych źródeł zaliczają się galaktyki radiowe (emitujące silne emisje radiowe); jądra aktywnych galaktyk zawierających czarne dziury; zderzające się galaktyki. Wszystkie zawierają strumienie gazu (plazmy) poruszające się z ogromnymi prędkościami, bliskimi prędkości światła. Strumienie takie pełnią rolę fal uderzeniowych niezbędnych do działania akceleratora. Aby oszacować ich udział w obserwowanym natężeniu promieni kosmicznych, należy wziąć pod uwagę rozkład źródeł na odległościach od Ziemi oraz straty energii cząstek w przestrzeni międzygalaktycznej. Przed odkryciem tła kosmicznej emisji radiowej przestrzeń międzygalaktyczna wydawała się „pusta” i przezroczysta nie tylko dla promieniowania elektromagnetycznego, ale także dla cząstek o ultrawysokiej energii. Według danych astronomicznych gęstość gazu w przestrzeni międzygalaktycznej jest tak niska (10–29 g/cm3), że nawet ogromne odległości setki miliardów lat świetlnych (10 24 m) cząstek nie napotyka jąder atomów gazu. Kiedy jednak okazało się, że Wszechświat wypełniony jest fotonami o niskiej energii (około 500 fotonów/cm 3 o energii mi f ~10 –3 eV), pozostałe po Wielkim Wybuchu, stało się jasne, że protony i jądra o energii większej mi~5·10 19 eV, granica Greisena-Zatsepina-Kuzmina (GZK), musi oddziaływać z fotonami i tracić b O większość swojej energii. Tym samym przeważająca część Wszechświata, położona w odległości większej niż 10 7 lat świetlnych od nas, okazała się niedostępna do obserwacji w promieniach o energii większej niż 5,10 19 eV. Najnowsze dane eksperymentalne dotyczące widma promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii (instalacja HiRes, Obserwatorium Pierre Auger) potwierdzają istnienie tego zjawiska limit energii dla cząstek obserwowanych z Ziemi.

Jak widać, niezwykle trudno jest zbadać pochodzenie promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii: większość możliwych źródeł promieni kosmicznych o najwyższych energiach (powyżej granicy GZK) znajduje się na tyle daleko, że cząstki tracą uzyskaną energię u źródła w drodze na Ziemię. A przy energiach mniejszych niż granica GZK odchylenie cząstek przez pole magnetyczne Galaktyki jest nadal duże, a kierunek przybycia cząstek raczej nie będzie w stanie wskazać położenia źródła na sferze niebieskiej.

W poszukiwaniu źródeł promieni kosmicznych o ultrawysokiej energii wykorzystuje się analizę korelacji zmierzonego eksperymentalnie kierunku napływania cząstek o odpowiednio wysokich energiach - takich, że pola Galaktyki nieznacznie odchylają cząstki z kierunku ku źródło. Ustawienia poprzednia generacja nie dostarczyły jeszcze przekonujących danych na temat korelacji kierunku nadejścia cząstek ze współrzędnymi jakiejkolwiek specjalnie wybranej klasy obiektów astrofizycznych. Najnowsze dane z Obserwatorium Pierre Auger można uznać za nadzieję na uzyskanie w nadchodzących latach danych na temat roli źródeł typu AGN w tworzeniu intensywnych przepływów cząstek o energiach rzędu granicy GZK.

Co ciekawe, instalacja AGASA otrzymała wskazania o istnieniu „pustych” kierunków (takich, w których nie ma znanych źródeł), wzdłuż których w trakcie obserwacji docierają dwie, a nawet trzy cząstki. Wzbudziło to duże zainteresowanie wśród fizyków zajmujących się kosmologią – nauką o powstaniu i rozwoju Wszechświata, nierozerwalnie związaną z fizyką cząstek elementarnych. Okazuje się, że niektóre modele budowy mikrokosmosu i rozwoju Wszechświata (teoria Wielkiego Wybuchu) przewidują zachowanie we współczesnym Wszechświecie supermasywnych cząstek elementarnych o masie rzędu 10 23 -10 24 eV, z czego materia powinna składać się z najwcześniejszego etapu Wielkiego Wybuchu. Ich rozmieszczenie we Wszechświecie nie jest zbyt jasne: mogą być albo równomiernie rozmieszczone w przestrzeni, albo „przyciągane” do masywnych obszarów Wszechświata. Ich główną cechą jest to, że cząstki te są niestabilne i mogą rozpadać się na lżejsze, w tym stabilne protony, fotony i neutrina, które uzyskują ogromne energie kinetyczne - ponad 10 20 eV. Miejsca, w których takie cząstki się zachowują (defekty topologiczne Wszechświata) mogą okazać się źródłami protonów, fotonów czy neutrin o ultrawysokiej energii.

Podobnie jak w przypadku źródeł galaktycznych, istnienie pozagalaktycznych akceleratorów ultrawysokoenergetycznych promieni kosmicznych potwierdzają dane z detektorów promieniowania gamma, np. teleskopów HESS, nakierowanych na powyższe obiekty pozagalaktyczne – kandydatów na źródła promieniowania kosmicznego.

Wśród nich najbardziej obiecujące były aktywne jądra galaktyczne (AGN) ze strumieniami gazu. Jednym z najlepiej zbadanych obiektów instalacji HESS jest galaktyka M87 w gwiazdozbiorze Panny, położona w odległości 50 milionów lat świetlnych od naszej Galaktyki. W jej centrum znajduje się czarna dziura, która dostarcza energię zachodzącym w jej pobliżu procesom, a w szczególności gigantycznemu strumieniowi plazmy należącemu do tej galaktyki. Przyspieszenie promieni kosmicznych w M87 potwierdzają bezpośrednio obserwacje jej promieniowania gamma, widma energetycznego fotonów o energii 1–10 TeV (10 12 –10 13 eV), obserwowanego w instalacji HESS. Zaobserwowana intensywność promieniowania gamma z M87 wynosi około 3% intensywności promieniowania Kraba. Biorąc pod uwagę różnicę odległości do tych obiektów (5000 razy), oznacza to, że jasność M87 przewyższa jasność Kraba 25 milionów razy!

Wygenerowane dla tego obiektu modele przyspieszania cząstek wskazują, że intensywność cząstek przyspieszanych w M87 może być tak duża, że ​​nawet w odległości 50 milionów lat świetlnych wkład tego źródła może wytworzyć obserwowane natężenie promieni kosmicznych o energiach powyżej 10 19 eV .

Ale tu jest zagadka: we współczesnych danych EAS w kierunku tego źródła nie ma nadmiaru cząstek o energii rzędu 10 19 eV. Ale czy to źródło nie pojawi się w wynikach przyszłych eksperymentów kosmicznych, przy takich energiach, kiedy odległe źródła nie będą już miały udziału w obserwowanych zdarzeniach? Sytuację z załamaniem widma energii można powtórzyć ponownie, np. przy energii 2,10 20 . Tym razem jednak źródło powinno być widoczne w pomiarach kierunku trajektorii cząstki pierwotnej, gdyż energie > 2,10 20 eV są na tyle duże, że cząstki nie powinny ulegać odchyleniom w galaktycznym polu magnetycznym.

Jak widać, po stuletniej historii badania promieni kosmicznych, znów czekamy na nowe odkrycia, tym razem na promieniowanie kosmiczne o ultrawysokiej energii, którego natura wciąż nie jest znana, ale może odegrać rolę ważną rolę w strukturze Wszechświata.

Literatura:
1) Dobrotin N.A. Promienie kosmiczne. - M.: Wydawnictwo. Akademia Nauk ZSRR, 1963.
2) Murzin V.S. Wprowadzenie do fizyki promieni kosmicznych. - M.: Wydawnictwo. Moskiewski Uniwersytet Państwowy, 1988.
3) Panasyuk M. I. Obcy wszechświata, czyli echa Wielkiego Wybuchu. - Fryazino: „Wek2”, 2005.
4)Rossi B. Promienie kosmiczne. - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Meteory relatywistyczne// Nauka w Rosji, 2001, nr 4.
6) Khrenov B.A. i Panasyuk M.I. Posłańcy kosmosu: daleko czy blisko?// Natura, 2006, nr 2.
7) Khrenov B.A. i Klimov P.A. Oczekiwano otwarcia// Natura, 2008, nr 4.

Strona 1

Maksymalna energia cząstek w generatorze Van de Graaffa, podobnie jak w każdym akceleratorze bezpośrednim, jest ograniczona przez napięcie przebicia pomiędzy kulą a otaczającymi ją obiektami. Nawet przy zachowaniu najbardziej ostrożnych środków ostrożności istniejące instalacje nie są w stanie podnieść napięcia przebicia powyżej dziesięciu milionów woltów.  

Obliczmy maksymalną energię cząstki. Współczynnik V2 przy wartości amplitudy pola EQ uzyskuje się w wyniku obliczenia średniej wartości pola w półokresie oscylacji.  

Obliczmy maksymalną energię cząstki. Współczynnik 1/2 dla wartości amplitudy E0 pola uzyskuje się w wyniku obliczenia średniej wartości pola w półokresie oscylacji.  

Obliczmy maksymalną energię cząstki.  

Wartość W, równa maksymalnej energii cząstki w temperaturze 0 K, nazywana jest energetycznym poziomem Fermiego lub po prostu poziomem Fermiego.  

Strata energii z promieni kosmicznych ogranicza maksymalną energię cząstek tworzących promienie kosmiczne; ograniczenie to zależy od wieku cząstki. W latach 1969-1971. eksperymenty rakietowe dały od 20 do 100 razy większą całkowitą gęstość kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła.  

Tryt jest czystym (3-emiterem) o maksymalnej energii cząstek 18 61 0 02 keV i okresie półtrwania 12 43 lat.  

Pole magnetyczne w cyklotronie sięga kilkudziesięciu tysięcy oerstedów, promień komory wynosi kilka metrów, a maksymalna energia cząstek dochodzi do 107 eV. Energia ta jest stosunkowo niewielka, chociaż w pierwszych eksperymentach z rozszczepieniem jądra uważano ją za wystarczającą. Duża energia nie można osiągnąć na cyklotronie: jak wynika z teorii względności, masa cząstek rośnie wraz z prędkością, dlatego częstotliwość ich krążenia maleje podczas ruchu.  

Specyfika działania promieniowania trytu jest określona przez zasięg jego 3 cząstek. Maksymalna energia cząstek w widmie p trytu odpowiada drodze w substancji około 6 μm, przy gęstości substancji 1 g/cm3, a 90% energii promieniowania jest zużywane w odległości około 0 5 μm od źródła. Ta ostatnia okoliczność okazuje się niezwykle istotna, gdyż absorpcja promieniowania trytu następuje w odległości rzędu wielkości żywej komórki, w przeciwieństwie do takich p-emiterów jak fosfor-32 czy itr-90, promieniowanie który jest wchłaniany przez napromieniany narząd. W związku z tym ważne jest, aby wziąć pod uwagę wewnątrzkomórkową lokalizację trytu, ponieważ radiowrażliwość jednostek subkomórkowych jest bardzo zróżnicowana.  

Coleman [31, 851] zastosował pojedynczy rezonator, w którym za pomocą dwóch magnetronów wzbudzane są oscylacje typu TM010 o częstotliwości 2–8 GHz poprzez niezależne otwory sprzęgające. Przy całkowitej mocy wejściowej wynoszącej 800 kW maksymalna energia cząstek wynosi 1,5 MeV. Rezonator wstępnego grupowania służy do wstrzykiwania elektronów do wnęki przyspieszającej z wymaganą prędkością i pożądanym przesunięciem fazowym, co zapewni wysoką energię wyjściową. Elektrody szeregowe są połączone z dzielnikiem rezystancyjnym, dzięki czemu ich potencjały rozkładają się zgodnie z prawem parabolicznym.  

Z punktu widzenia generowania nowych cząstek szczególnie efektywne są akceleratory z wiązkami zderzającymi (VI.5.4.3, VI.5.3.4), w których zderzają się cząstki o zerowym pędzie całkowitym. Dzięki temu cała ich energia kinetyczna może zostać zamieniona na energię spoczynkową powstających cząstek, których całkowity pęd również wynosi zero. Jest to już bardzo blisko maksymalnej energii cząstek promieniowania kosmicznego.  

Cząsteczki beta emitowane przez jądra atomowe z wszelkiego rodzaju energie początkowe(od zera do pewnego maksimum), mają różne zakresy materii. Zdolność penetracji cząstek beta różnych izotopów promieniotwórczych charakteryzuje się zwykle minimalną grubością warstwy substancji, która całkowicie pochłania wszystkie cząstki beta. Na przykład warstwa aluminium o grubości 3-5 mm całkowicie chroni przed strumieniem cząstek beta o maksymalnej energii cząstek 2 MeV. Cząstki alfa, które mają znacznie większą masę niż cząstki beta, przeżywają bardzo małe odchylenia od pierwotnego kierunku ruchu i poruszaj się prawie prosto.  

W ostatnie lata dzięki powszechnemu zastosowaniu metody płyt grubowarstwowych dokonano szeregu ważnych odkryć w fizyce jądrowej (str. Praktyka pokazała, że ​​metoda ta łączy w sobie niezwykłą prostotę i dużą dokładność badań. Płyty fotograficzne, unoszone na balonach sondujących i rakietach do górne warstwy atmosfery umożliwiają badanie przemiany jądrowe, powodowane przez cząstki promieniowania kosmicznego o energiach tysiące razy wyższych od energii maksymalnej cząstek przyspieszanych w warunkach laboratoryjnych. Jednocześnie płyty fotograficzne nadają się również do rejestrowania cząstek o niskiej energii.