Rayos cósmicos (Radiación cósmica). Rayos cósmicos Espectro de energía de los protones de los rayos cósmicos.

Boris Arkadyevich Khrenov,
Doctor en Ciencias Físicas y Matemáticas, Instituto de Investigación de Física Nuclear que lleva el nombre. Universidad Estatal de Moscú D. V. Skobeltsyn. M. V. Lomonosova
“Ciencia y Vida” N° 10, 2008

Han pasado casi cien años desde que se descubrieron los rayos cósmicos: corrientes de partículas cargadas que provienen de las profundidades del Universo. Desde entonces, se han hecho muchos descubrimientos relacionados con la radiación cósmica, pero aún quedan muchos misterios. Uno de ellos es quizás el más intrigante: ¿de dónde vienen las partículas con una energía de más de 10 20 eV, es decir, casi mil millones de billones de electronvoltios, un millón de veces más de lo que se obtendrá en el acelerador más potente, el ¿Gran Colisionador de Hadrones? ¿Qué fuerzas y campos aceleran las partículas hasta alcanzar energías tan monstruosas?

Los rayos cósmicos fueron descubiertos en 1912 por el físico austriaco Victor Hess. Era empleado del Instituto del Radio de Viena y realizó investigaciones sobre gases ionizados. En ese momento, ya sabían que todos los gases (incluida la atmósfera) siempre están ligeramente ionizados, lo que indicaba la presencia de una sustancia radiactiva (como el radio) en el gas o cerca de un dispositivo que mide la ionización, probablemente en la corteza terrestre. Para comprobar esta suposición se concibieron experimentos con el levantamiento de un detector de ionización en un globo, ya que la ionización del gas debería disminuir con la distancia a la superficie terrestre. La respuesta fue la contraria: Hess descubrió una radiación cuya intensidad aumentaba con la altitud. Esto sugirió la idea de que procedía del espacio, pero finalmente se pudo demostrar el origen extraterrestre de los rayos sólo después de numerosos experimentos (W. Hess recibió el Premio Nobel recién en 1936). Recordemos que el término “radiación” no significa que estos rayos sean de naturaleza puramente electromagnética (como la luz solar, las ondas de radio o los rayos X); se utilizó para descubrir un fenómeno cuya naturaleza aún no se conocía. Y aunque pronto quedó claro que el componente principal de los rayos cósmicos son las partículas cargadas aceleradas, los protones, el término se mantuvo. El estudio del nuevo fenómeno rápidamente comenzó a producir resultados que generalmente se consideran “la vanguardia de la ciencia”.

El descubrimiento de partículas cósmicas de muy alta energía inmediatamente (mucho antes de que se creara el acelerador de protones) planteó la pregunta: ¿cuál es el mecanismo para acelerar las partículas cargadas en los objetos astrofísicos? Hoy sabemos que la respuesta no es trivial: un acelerador “cósmico” natural es radicalmente diferente de los aceleradores fabricados por el hombre.

Pronto quedó claro que los protones cósmicos, que vuelan a través de la materia, interactúan con los núcleos de sus átomos, dando lugar a partículas elementales inestables previamente desconocidas (se observaron principalmente en la atmósfera terrestre). El estudio del mecanismo de su nacimiento ha abierto un camino fructífero para la construcción de una taxonomía de partículas elementales. En el laboratorio aprendieron a acelerar protones y electrones y a producir enormes flujos de ellos, incomparablemente más densos que los de los rayos cósmicos. En última instancia, fueron los experimentos sobre la interacción de partículas que recibieron energía en aceleradores los que llevaron a la creación de una imagen moderna del micromundo.

En 1938, el físico francés Pierre Auger descubrió un fenómeno notable: las lluvias de partículas cósmicas secundarias que surgen como resultado de la interacción de protones primarios y núcleos de energías extremadamente altas con los núcleos de los átomos atmosféricos. Resultó que en el espectro de los rayos cósmicos hay partículas con una energía del orden de 10 15 –10 18 eV, millones de veces más que la energía de las partículas aceleradas en el laboratorio. El académico Dmitry Vladimirovich Skobeltsyn concedió especial importancia al estudio de tales partículas e inmediatamente después de la guerra, en 1947, junto con sus colegas más cercanos G. T. Zatsepin y N. A. Dobrotin, organizaron estudios exhaustivos de cascadas de partículas secundarias en la atmósfera, llamadas lluvias de aire extensas ( EAS). La historia de los primeros estudios de los rayos cósmicos se puede encontrar en los libros de N. Dobrotin y V. Rossi. Con el tiempo, la escuela de D.V. Skobeltsyna creció hasta convertirse en uno de los más poderosos del mundo y durante muchos años determinó las principales direcciones en el estudio de los rayos cósmicos de energía ultra alta. Sus métodos permitieron ampliar el rango de energías en estudio de 10 9 –10 13 eV, registradas en globos y satélites, a 10 13 –10 20 eV. Dos aspectos hicieron que estos estudios fueran particularmente atractivos.

En primer lugar, fue posible utilizar protones de alta energía creados por la propia naturaleza para estudiar su interacción con los núcleos de los átomos atmosféricos y descifrar la estructura más fina de las partículas elementales.

En segundo lugar, fue posible encontrar objetos en el espacio capaces de acelerar partículas a energías extremadamente altas.

El primer aspecto no resultó tan fructífero como se esperaba: estudiar la estructura fina de las partículas elementales requirió muchos más datos sobre la interacción de los protones de los que pueden proporcionar los rayos cósmicos. Al mismo tiempo, se hizo una contribución importante a la comprensión del micromundo mediante el estudio de la dependencia de las características más generales de la interacción de los protones de su energía. Fue durante el estudio de los EAS que se descubrió una característica en la dependencia del número de partículas secundarias y su distribución de energía de la energía de la partícula primaria, asociada con la estructura quark-gluón de las partículas elementales. Estos datos fueron confirmados posteriormente en experimentos en aceleradores.

Hoy en día se han construido modelos fiables de la interacción de los rayos cósmicos con los núcleos de los átomos atmosféricos, que permitieron estudiar el espectro energético y la composición de sus partículas primarias de las más altas energías. Quedó claro que los rayos cósmicos desempeñan un papel en la dinámica del desarrollo de la galaxia no menor que sus campos y flujos de gas interestelar: la energía específica de los rayos cósmicos, el gas y el campo magnético es aproximadamente igual a 1 eV por cm 3. Con tal equilibrio de energía en el medio interestelar, es natural suponer que la aceleración de las partículas de rayos cósmicos probablemente ocurre en los mismos objetos que son responsables del calentamiento y liberación de gas, por ejemplo, en novas y supernovas durante su explosión.

El primer mecanismo de aceleración de los rayos cósmicos fue propuesto por Enrico Fermi para protones que chocan caóticamente con nubes magnetizadas de plasma interestelar, pero no pudo explicar todos los datos experimentales. En 1977, el académico Hermogenes Filippovich Krymsky demostró que este mecanismo debería acelerar mucho más fuertemente las partículas en los restos de supernovas en frentes de ondas de choque, cuyas velocidades son órdenes de magnitud mayores que las velocidades de las nubes. Hoy en día se ha demostrado de forma fiable que el mecanismo de aceleración de protones y núcleos cósmicos mediante una onda de choque en las capas de supernovas es el más eficaz. Pero es poco probable que sea posible reproducirlo en condiciones de laboratorio: la aceleración ocurre relativamente lentamente y requiere enormes cantidades de energía para retener las partículas aceleradas. En las capas de supernova, estas condiciones existen debido a la propia naturaleza de la explosión. Es de destacar que la aceleración de los rayos cósmicos se produce en un objeto astrofísico único, que es responsable de la síntesis de los núcleos pesados ​​(más pesados ​​que el helio) realmente presentes en los rayos cósmicos.

En nuestra Galaxia existen varias Supernovas conocidas de menos de mil años de antigüedad que han sido observadas a simple vista. Las más famosas son la Nebulosa del Cangrejo en la constelación de Tauro (“El Cangrejo” es el remanente de la explosión de una supernova en 1054, anotada en las crónicas orientales), Casiopea-A (observada en 1572 por el astrónomo Tycho Brahe) y la Supernova de Kepler. en la constelación de Ofiuco (1680). Los diámetros de sus conchas hoy son de 5 a 10 años luz (1 año luz = 10 16 m), es decir, se expanden a una velocidad del orden de 0,01 la velocidad de la luz y se encuentran a distancias de aproximadamente diez mil luz. años de la Tierra. Los observatorios espaciales Chandra, Hubble y Spitzer observaron las capas de supernovas (“nebulosas”) en los rangos óptico, de radio, de rayos X y de rayos gamma. Demostraron de forma fiable que en las capas se produce una aceleración de electrones y protones, acompañada de radiación de rayos X.

Alrededor de 60 restos de supernovas de menos de 2.000 años podrían llenar el espacio interestelar con rayos cósmicos con una energía específica medida (~1 eV por cm 3), aunque se conocen menos de diez de ellos. Esta escasez se explica por el hecho de que en el plano de la galaxia, donde se concentran las estrellas y las supernovas, hay mucho polvo que no transmite luz al observador en la Tierra. Las observaciones en rayos X y gamma, cuya capa de polvo es transparente, han permitido ampliar la lista de capas de supernovas "jóvenes" observadas. La última capa de este tipo redescubierta fue la supernova G1.9+0.3, observada con el telescopio de rayos X Chandra a partir de enero de 2008. Las estimaciones del tamaño y la tasa de expansión de su caparazón indican que estalló hace aproximadamente 140 años, pero no era visible en el rango óptico debido a la absorción completa de su luz por la capa de polvo de la galaxia.

Los datos sobre la explosión de supernovas en nuestra Vía Láctea se complementan con estadísticas mucho más ricas sobre supernovas en otras galaxias. La confirmación directa de la presencia de protones y núcleos acelerados es la radiación gamma con fotones de alta energía resultantes de la desintegración de piones neutros, productos de la interacción de protones (y núcleos) con la materia fuente. Estos fotones de alta energía se observan utilizando telescopios que detectan el brillo de Vavilov-Cherenkov emitido por partículas EAS secundarias. El instrumento más avanzado de este tipo es un conjunto de seis telescopios creado en colaboración con HESS en Namibia. Los rayos gamma del Cangrejo fueron los primeros en medirse, y su intensidad se convirtió en la medida de intensidad de otras fuentes.

El resultado obtenido no sólo confirma la presencia de un mecanismo de aceleración de protones y núcleos en una supernova, sino que también permite estimar el espectro de partículas aceleradas: los espectros de rayos gamma "secundarios" y los de protones y núcleos "primarios" son muy cerca. El campo magnético del Cangrejo y su tamaño permiten la aceleración de los protones a energías del orden de 10 15 eV. Los espectros de las partículas de rayos cósmicos en la fuente y en el medio interestelar son algo diferentes, ya que la probabilidad de que las partículas abandonen la fuente y la vida útil de las partículas en la galaxia dependen de la energía y la carga de la partícula. La comparación del espectro de energía y la composición de los rayos cósmicos medidos cerca de la Tierra con el espectro y la composición en la fuente permitió comprender cuánto tiempo viajan las partículas entre las estrellas. En los rayos cósmicos cerca de la Tierra había muchos más núcleos de litio, berilio y boro que en la fuente; su número adicional aparece como resultado de la interacción de núcleos más pesados ​​​​con el gas interestelar. Midiendo esta diferencia, calculamos la cantidad X la sustancia a través de la cual pasaban los rayos cósmicos mientras deambulaban por el medio interestelar. En física nuclear, la cantidad de materia que encuentra una partícula en su trayectoria se mide en g/cm2. Esto se debe a que para calcular la reducción en el flujo de partículas en colisiones con núcleos de materia, es necesario conocer el número de colisiones de una partícula con núcleos que tienen diferentes áreas (secciones) transversales a la dirección. de la partícula. Al expresar la cantidad de materia en estas unidades se obtiene una única escala de medida para todos los núcleos.

Valor encontrado experimentalmente X~ 5–10 g/cm2 le permite estimar la vida útil t rayos cósmicos en el medio interestelar: t ≈ X/ρ C, Dónde C- velocidad de las partículas aproximadamente igual a la velocidad de la luz, ρ ~10 –24 g/cm 3 - densidad media del medio interestelar. Por tanto, la vida útil de los rayos cósmicos es de unos 10,8 años. Este tiempo es mucho más largo que el tiempo de vuelo de una partícula que se mueve a una velocidad Con en línea recta desde la fuente hasta la Tierra (3,10 4 años para las fuentes más distantes en el lado de la galaxia opuesto a nosotros). Esto significa que las partículas no se mueven en línea recta, sino que se dispersan. Los campos magnéticos caóticos de las galaxias con inducción B ~ 10 –6 gauss (10 –10 tesla) las mueven alrededor de un círculo con un radio (giroradio) R = mi/3 × 10 4 B, donde R En m, mi- energía de las partículas en eV, V - inducción del campo magnético en gauss. A energías de partículas moderadas. mi

Aproximadamente en línea recta, solo las partículas con energía provendrán de la fuente. mi> 10 19 eV. Por lo tanto, la dirección de las partículas con energías inferiores a 10 19 eV que crean EAS no indica su origen. En esta región energética sólo queda observar la radiación secundaria generada en las propias fuentes por los protones y los núcleos de rayos cósmicos. En la región de energía observable de la radiación gamma ( mi

La idea de los rayos cósmicos como un fenómeno galáctico "local" resultó ser cierta sólo para partículas de energías moderadas. mi

En 1958, Georgiy Borisovich Christiansen y el alemán Viktorovich Kulikov descubrieron un cambio brusco en la apariencia del espectro energético de los rayos cósmicos a una energía del orden de 3,10 15 eV. A energías por debajo de este valor, los datos experimentales sobre el espectro de partículas generalmente se presentaban en forma de "ley potencial", de modo que el número de partículas norte con una energía dada E se consideró inversamente proporcional a la energía de la partícula elevada a γ: norte(mi) = a/miγ (γ es el indicador del espectro diferencial). Hasta una energía de 3·10 15 eV, el indicador γ = 2,7, pero al pasar a energías superiores el espectro energético experimenta una “ruptura”: para energías mi> 3·10 15 eV γ se convierte en 3,15. Es natural asociar este cambio en el espectro con el acercamiento de la energía de las partículas aceleradas al valor máximo posible calculado para el mecanismo de aceleración en las supernovas. Esta explicación de la ruptura del espectro también está respaldada por la composición nuclear de las partículas primarias en el rango de energía 10 15 –10 17 eV. La información más confiable al respecto la proporcionan las complejas instalaciones EAS: "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade". Con su ayuda, se obtiene no solo información sobre la energía de los núcleos primarios, sino también parámetros que dependen de sus números atómicos: el "ancho" de la lluvia, la relación entre el número de electrones y muones, entre el número de los más energéticos. electrones y su número total. Todos estos datos indican que con un aumento en la energía de las partículas primarias desde el límite izquierdo del espectro antes de su ruptura hasta la energía después de la ruptura, su masa promedio aumenta. Este cambio en la composición de la masa de las partículas es coherente con el modelo de aceleración de partículas en las supernovas: está limitado por la energía máxima, que depende de la carga de la partícula. Para los protones, esta energía máxima es del orden de 3,10 15 eV y aumenta en proporción a la carga de la partícula acelerada (núcleo), de modo que los núcleos de hierro se aceleran efectivamente hasta ~10 17 eV. La intensidad de los flujos de partículas con energía superior al máximo disminuye rápidamente.

Pero el registro de partículas con energías aún mayores (~3·10 18 eV) mostró que el espectro de los rayos cósmicos no sólo no se rompe, sino que vuelve a la forma observada antes de la ruptura.

Mediciones del espectro de energía en la región de energía "ultra alta" ( mi> 10 18 eV) son muy difíciles debido al pequeño número de dichas partículas. Para observar estos raros eventos, es necesario crear una red de detectores del flujo de partículas EAS y de la radiación de Vavilov-Cherenkov y la radiación de ionización (fluorescencia atmosférica) generada por ellas en la atmósfera en un área de cientos e incluso miles. de kilómetros cuadrados. Para instalaciones tan grandes y complejas, se eligen ubicaciones con actividad económica limitada, pero con la capacidad de garantizar el funcionamiento fiable de una gran cantidad de detectores. Estas instalaciones se construyeron primero en áreas de decenas de kilómetros cuadrados (Yakutsk, Havera Park, Akeno), luego en cientos (AGASA, Fly's Eye, HiRes) y, finalmente, ahora se están creando instalaciones de miles de kilómetros cuadrados (Observatorio Pierre Auger en Argentina, Instalación telescópica en Utah, EE.UU.).

El siguiente paso en el estudio de los rayos cósmicos de energía ultraalta será el desarrollo de un método para detectar EAS mediante la observación de la fluorescencia atmosférica desde el espacio. Rusia está creando en cooperación con varios países el primer detector EAS espacial: el proyecto TUS. Se espera instalar otro detector de este tipo en la Estación Espacial Internacional ISS (proyectos JEM-EUSO y KLPVE).

¿Qué sabemos hoy sobre los rayos cósmicos de energía ultraalta? La figura inferior muestra el espectro energético de los rayos cósmicos con energías superiores a 10 18 eV, que se obtuvieron utilizando instalaciones de última generación (HiRes, Observatorio Pierre Auger) junto con datos sobre rayos cósmicos de energías inferiores, que, como se muestra arriba, pertenecen a la Vía Láctea. Se puede observar que a energías 3·10 18 –3·10 19 eV el índice del espectro de energía diferencial disminuyó a un valor de 2,7–2,8, exactamente el mismo que se observa para los rayos cósmicos galácticos, cuando las energías de las partículas son mucho más bajas que las máximo posible para los aceleradores galácticos. ¿No indica esto que a energías ultraaltas el flujo principal de partículas es creado por aceleradores de origen extragaláctico con una energía máxima significativamente mayor que la galáctica? La ruptura en el espectro de los rayos cósmicos galácticos muestra que la contribución de los rayos cósmicos extragalácticos cambia drásticamente al pasar de la región de energías moderadas 10 14 –10 16 eV, donde es aproximadamente 30 veces menor que la contribución de los rayos galácticos (el espectro indicado por la línea de puntos en la figura), a la región de energías ultraaltas donde se vuelve dominante.

En las últimas décadas se han acumulado numerosos datos astronómicos sobre objetos extragalácticos capaces de acelerar partículas cargadas a energías muy superiores a 10 19 eV. Una señal obvia de que un objeto de tamaño D puede acelerar partículas a energía mi, es la presencia en todo este objeto de un campo magnético B tal que el radio de giro de la partícula es menor D. Estas fuentes candidatas incluyen radiogalaxias (que emiten fuertes emisiones de radio); núcleos de galaxias activas que contienen agujeros negros; galaxias en colisión. Todos ellos contienen chorros de gas (plasma) que se mueven a velocidades enormes, acercándose a la velocidad de la luz. Estos chorros desempeñan el papel de ondas de choque necesarias para el funcionamiento del acelerador. Para estimar su contribución a la intensidad observada de los rayos cósmicos, es necesario tener en cuenta la distribución de las fuentes a lo largo de las distancias de la Tierra y las pérdidas de energía de las partículas en el espacio intergaláctico. Antes del descubrimiento de las emisiones de radio cósmicas de fondo, el espacio intergaláctico parecía “vacío” y transparente no sólo a la radiación electromagnética, sino también a las partículas de energía ultraalta. La densidad del gas en el espacio intergaláctico, según datos astronómicos, es tan pequeña (10 –29 g/cm 3) que incluso a enormes distancias de cientos de miles de millones de años luz (10 24 m) las partículas no encuentran núcleos de gas. átomos. Sin embargo, cuando resultó que el Universo está lleno de fotones de baja energía (aproximadamente 500 fotones/cm 3 con energía mi f ~10 –3 eV), que quedó después del Big Bang, quedó claro que los protones y núcleos con energía mayor mi~5·10 19 eV, el límite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), debe interactuar con los fotones y perder b oh la mayor parte de tu energía. Así, la gran parte del Universo, ubicada a distancias de más de 10 7 años luz de nosotros, resultó inaccesible para la observación en rayos con una energía de más de 5,10 19 eV. Datos experimentales recientes sobre el espectro de los rayos cósmicos de energía ultraalta (instalación HiRes, Observatorio Pierre Auger) confirman la existencia de este límite de energía para las partículas observadas desde la Tierra.

Como puede ver, es extremadamente difícil estudiar el origen de los rayos cósmicos de energía ultra alta: la mayoría de las posibles fuentes de rayos cósmicos de energías más altas (por encima del límite GZK) están tan lejos que las partículas pierden la energía adquirida. en la fuente en su camino a la Tierra. Y a energías inferiores al límite GZK, la desviación de las partículas por el campo magnético de la galaxia sigue siendo grande y es poco probable que la dirección de llegada de las partículas pueda indicar la posición de la fuente en la esfera celeste.

En la búsqueda de fuentes de rayos cósmicos de energía ultra alta, se utiliza un análisis de la correlación de la dirección de llegada de partículas con energías suficientemente altas, medida experimentalmente, de modo que los campos de la galaxia desvíen ligeramente las partículas de la dirección hacia el fuente. Las instalaciones de la generación anterior aún no han proporcionado datos convincentes sobre la correlación de la dirección de llegada de las partículas con las coordenadas de ninguna clase especialmente seleccionada de objetos astrofísicos. Los últimos datos del Observatorio Pierre Auger pueden considerarse como una esperanza para obtener datos en los próximos años sobre el papel de las fuentes de tipo AGN en la creación de intensos flujos de partículas con energías del orden del límite GZK.

Curiosamente, la instalación de AGASA recibió indicios de la existencia de direcciones "vacías" (aquellas donde no se conocen fuentes), por las que llegan dos o incluso tres partículas durante la observación. Esto despertó un gran interés entre los físicos dedicados a la cosmología, la ciencia del origen y desarrollo del Universo, indisolublemente ligada a la física de las partículas elementales. Resulta que algunos modelos de la estructura del microcosmos y el desarrollo del Universo (teoría del Big Bang) predicen la preservación en el Universo moderno de partículas elementales supermasivas con una masa del orden de 10 23 -10 24 eV, de las cuales La materia debería consistir en la etapa más temprana del Big Bang. Su distribución en el Universo no está muy clara: pueden estar distribuidos uniformemente en el espacio o “atraídos” por regiones masivas del Universo. Su característica principal es que estas partículas son inestables y pueden descomponerse en otras más ligeras, incluidos protones, fotones y neutrinos estables, que adquieren enormes energías cinéticas, más de 10 20 eV. Los lugares donde se conservan tales partículas (defectos topológicos del Universo) pueden resultar fuentes de protones, fotones o neutrinos de energía ultraalta.

Como en el caso de las fuentes galácticas, la existencia de aceleradores extragalácticos de rayos cósmicos de ultra alta energía se confirma mediante datos de detectores de rayos gamma, por ejemplo los telescopios HESS, dirigidos a los objetos extragalácticos mencionados anteriormente, candidatos a fuentes de rayos cósmicos.

Entre ellos, los más prometedores fueron los núcleos galácticos activos (AGN) con chorros de gas. Uno de los objetos mejor estudiados en la instalación HESS es la galaxia M87 en la constelación de Virgo, a una distancia de 50 millones de años luz de nuestra galaxia. En su centro se encuentra un agujero negro, que proporciona energía a los procesos cercanos a él y, en particular, al gigantesco chorro de plasma perteneciente a esta galaxia. La aceleración de los rayos cósmicos en M87 se confirma directamente mediante observaciones de su radiación gamma, el espectro de energía de fotones con una energía de 1 a 10 TeV (10 12 –10 13 eV), observada en la instalación HESS. La intensidad de rayos gamma observada desde M87 es aproximadamente el 3% de la intensidad del Cangrejo. Teniendo en cuenta la diferencia de distancia a estos objetos (5000 veces), esto significa que la luminosidad de M87 supera la luminosidad del Cangrejo en 25 millones de veces.

Los modelos de aceleración de partículas generados para este objeto indican que la intensidad de las partículas aceleradas en M87 podría ser tan grande que incluso a una distancia de 50 millones de años luz, la contribución de esta fuente podría producir la intensidad observada de rayos cósmicos con energías superiores a 10 19 eV. .

Pero aquí hay un misterio: en los datos modernos sobre EAS hacia esta fuente no hay un exceso de partículas con una energía del orden de 10 19 eV. ¿Pero no aparecerá esta fuente en los resultados de futuros experimentos espaciales, con energías tales que fuentes distantes ya no contribuyan a los eventos observados? La situación con una interrupción en el espectro energético se puede repetir nuevamente, por ejemplo con una energía de 2·10 20 . Pero esta vez la fuente debería ser visible en las mediciones de la dirección de la trayectoria de la partícula primaria, ya que las energías > 2,10 20 eV son tan altas que las partículas no deberían desviarse en los campos magnéticos galácticos.

Como vemos, después de un siglo de estudio de los rayos cósmicos, estamos nuevamente esperando nuevos descubrimientos, esta vez radiación cósmica de energía ultra alta, cuya naturaleza aún se desconoce, pero que puede desempeñar un papel importante en la estructura del Universo.

Literatura:
1) Dobrotina N.A. Rayos cósmicos. - M.: Editorial. Academia de Ciencias de la URSS, 1963.
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4) Rossi B. Rayos cósmicos. - M.: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Meteoros relativistas// Ciencia en Rusia, 2001, núm. 4.
6) Khrenov B.A. y Panasyuk M.I. Mensajeros del espacio: ¿lejos o cerca?// Naturaleza, 2006, núm. 2.
7) Khrenov B.A. y Klímov P.A. Apertura esperada// Naturaleza, 2008, núm. 4.

K.l. Se parecen a un gas relativista muy enrarecido, cuyas partículas prácticamente no interactúan entre sí, pero experimentan raras colisiones con la materia de los entornos interestelares e interplanetarios y la influencia del cósmico. revista. campos. Como parte de K. l. Predominan los protones, también hay electrones, núcleos de helio y elementos más pesados ​​(hasta núcleos de elementos con 30). Electrones a K. l. cientos de veces menos que los protones (en el mismo rango de energía). Partículas de K. l. tienen una cinética enorme. energías (hasta eV). Aunque el flujo total de K. l. cerca de la Tierra es pequeño [sólo 1 partícula/(cm 2 s)], su densidad de energía (aprox. 1 eV/cm 3) es comparable (dentro de nuestra galaxia) a la densidad de energía del campo magnético eléctrico total. Radiación de las estrellas, energía del movimiento térmico del gas interestelar y cinética. la energía de sus movimientos turbulentos, así como la densidad de energía del campo magnético de la Galaxia. De ello se deduce que K. l. debe desempeñar un papel importante en los procesos que tienen lugar en el espacio interestelar.

Dr. una característica importante de K. l. - origen no térmico de su energía. De hecho, incluso a una temperatura de ~ 10 9 K, aparentemente cercana al máximo para los interiores estelares, la energía promedio del movimiento térmico de las partículas es eV. Básico La misma cantidad de partículas de rayos cósmicos observadas cerca de la Tierra tienen energías de 10 8 eV y superiores. Esto significa que K. l. Adquirir energía en actividades astrofísicas específicas. procesos el.-magn. y naturaleza plasmática.

Estudio de K. l. Proporciona información valiosa sobre electromagnética. campos en diversas áreas del espacio ultraterrestre. Información “grabada” y “transferida” por partículas cósmicas. en su camino a la Tierra, se descifra durante el estudio: cambios espaciotemporales en el flujo de l cósmico. bajo la influencia de dinámica el.-magn. y procesos de plasma en el espacio interestelar y cercano a la Tierra.

Por otro lado, como fuente natural de partículas de alta energía, K. l. Desempeñan un papel insustituible en el estudio de la estructura de la materia y las interacciones entre partículas elementales. Energías de partículas individuales de l cósmica. tan grandes que permanecerán fuera de competencia durante mucho tiempo en comparación con las partículas aceleradas (a energías de ~ 10 12 eV) por los aceleradores de laboratorio más potentes.

2. Métodos para estudiar los rayos cósmicos.

Invadiendo la atmósfera terrestre, los rayos cósmicos primarios. destruyen los núcleos de los elementos más comunes de la atmósfera (nitrógeno y oxígeno) y dan lugar a un proceso en cascada (Fig. 1), en el que participan todas las partículas elementales conocidas actualmente. Se acostumbra caracterizar el camino recorrido por una partícula cósmica. en la atmósfera antes de la colisión, la cantidad de sustancia en gramos contenida en una columna con una sección transversal de 1 cm 2, es decir expresar el rango de partículas en g/cm 2 de sustancia atmosférica. Esto significa que después de atravesar la atmósfera X(en g/cm2) en un haz de protones con intensidad inicial I 0 el número de protones que no experimentaron una colisión será igual a , donde - promedio. trayectoria de las partículas. Para los protones, que constituyen la mayoría de los rayos cósmicos primarios, en el aire es de aproximadamente 70 g/cm 2 ; para núcleos de helio 25 g/cm 2, para núcleos más pesados ​​incluso menos. Los protones experimentan su primera colisión (70 g/cm2) con partículas atmosféricas a una altitud media de 20 km. El espesor de la atmósfera al nivel del mar equivale a 1030 g/cm2, es decir Corresponde a aproximadamente 15 rangos nucleares para los protones. De ello se deduce que la probabilidad de alcanzar la superficie de la Tierra sin sufrir colisiones es insignificante para una partícula primaria. Por tanto, en la superficie de la Tierra K. l. se detectan sólo por los débiles efectos de ionización creados por partículas secundarias.

A principios del siglo XX. en experimentos con electroscopios e ionización. Las cámaras detectaron una ionización residual constante de los gases provocada por una radiación muy penetrante. A diferencia de la radiación procedente de sustancias radiactivas ambientales, la radiación penetrante no podía detenerse ni siquiera con gruesas capas de plomo. La naturaleza extraterrestre de la radiación penetrante detectada se estableció en 1912-14. austriaco físico W. Hess, alemán. El científico W. Kolhurster y otros físicos que surgieron de la ionización. cámaras de globos. Se descubrió que a medida que aumenta la distancia a la superficie de la Tierra, aumenta, por ejemplo, la ionización provocada por los rayos cósmicos. a una altitud de 4800 m - cuatro veces, a una altitud de 8400 m - 10 veces. Origen extraterrestre de K. l. Fue finalmente probado por R. Milliken (EE.UU.), quien lo llevó a cabo en 1923-26. una serie de experimentos para estudiar la absorción de K. l. atmósfera (fue él quien acuñó el término “Kl”).

Naturaleza K. l. hasta los 40 años. quedó poco claro. Durante este tiempo, el campo nuclear (el estudio de la interacción de los rayos cósmicos) se desarrolló intensamente. con la materia, la formación de partículas secundarias y su absorción en la atmósfera. Estos estudios, realizados con contratelescopios, cámaras de niebla y emulsiones fotográficas nucleares (elevadas en globos sonda a la estratosfera), condujeron, en particular, al descubrimiento de nuevas partículas elementales: el positrón (1932), el muón (1937), pi. -mesones (1947).

Sistemático investigación sobre la influencia de la geomagnética campos sobre la intensidad y dirección de llegada de los rayos cósmicos primarios. mostró que la gran mayoría de las partículas K. l. tiene un positivo cargar. La asimetría este-oeste de los rayos cósmicos está relacionada con esto: debido a la desviación de partículas cargadas en el campo magnético. En el campo terrestre, más partículas provienen del oeste que del este.

El uso de emulsiones fotográficas hizo posible en 1948 establecer la composición nuclear de los rayos cósmicos primarios: se descubrieron rastros de núcleos de elementos pesados, incluido el hierro (los electrones primarios en los rayos cósmicos se registraron por primera vez en mediciones estratosféricas recién en 1961). Desde finales de los años 40. Los problemas del origen y las variaciones temporales del cosmos gradualmente pasaron a primer plano. (aspecto cosmofísico).

Física nuclear. investigación K. l. se llevan a cabo principalmente mediante instalaciones de medición de grandes superficies diseñadas para registrar los llamados. extensas lluvias atmosféricas de partículas secundarias, que se forman durante la invasión de una partícula primaria con energía eV. Básico El objetivo de tales observaciones es estudiar las características de un acto elemental de interacción nuclear a altas energías. Junto a esto, proporcionan información sobre la energía. espectro de K. l. en eV, lo cual es muy importante para buscar fuentes y mecanismos de aceleración de los rayos cósmicos.

Observaciones de K. l. en cosmofísica Este aspecto se lleva a cabo mediante métodos muy diversos, dependiendo de la energía de las partículas. Variaciones de K. l. Los eV se estudian utilizando datos de una red mundial de monitores de neutrones (el componente de neutrones de los rayos cósmicos), contratelescopios (el componente de muones de los rayos cósmicos) y otros detectores. Sin embargo, las instalaciones terrestres son insensibles a las partículas de MeV debido a la absorción atmosférica. Por lo tanto, los instrumentos para registrar tales partículas se elevan en globos sondeo hacia la estratosfera a altitudes de 30 a 35 km.

Mediciones extraatmosféricas del flujo cósmico. 1-500 MeV se llevan a cabo mediante geofísica. cohetes, satélites y otras naves espaciales. Observaciones directas de K. l. en el espacio interplanetario hasta ahora sólo se han llevado a cabo cerca del plano de la eclíptica a una distancia de ~ 10 AU. e.del sol.

El método de los isótopos cosmogénicos arrojó varios resultados valiosos. Se forman durante la interacción de K. l. con meteoritos y espacio polvo, con la superficie de la Luna y otros planetas, con la atmósfera o sustancia de la Tierra. Los isótopos cosmogénicos transportan información sobre las variaciones de los rayos cósmicos. en el pasado y sobre . A partir del contenido de radiocarbono 14 C en los anillos de los árboles es posible, por ejemplo, estudiar las variaciones en la intensidad de la radiación cósmica. en el transcurso de varios últimos mil años. Utilizando otros isótopos de larga vida (10 Be, 26 Al, 53 Mn, etc.) contenidos en meteoritos, suelo lunar y sedimentos marinos de aguas profundas, es posible reconstruir la imagen de los cambios en la intensidad de los rayos cósmicos. durante millones de años.

Con el desarrollo de la tecnología espacial. tecnología y radioquímica. Los métodos de análisis permitieron estudiar las características de K. l. a lo largo de las huellas (huellas) creadas por los núcleos de los rayos cósmicos. en meteoritos, materia lunar, en especial. muestras de objetivos exhibidas en satélites y devueltas a la Tierra, en los cascos de los astronautas que trabajaron en el espacio exterior, etc. También se utiliza un método indirecto para estudiar K. l. por los efectos de ionización que provocan en la parte baja de la ionosfera, especialmente en latitudes polares. Estos efectos son significativos. Arr. cuando los rayos cósmicos solares invaden la atmósfera terrestre.

3. Rayos cósmicos cerca de la Tierra

Mesa 1. Abundancia relativa de núcleos en los rayos cósmicos, en el Sol y en las estrellas (en promedio)

Elemento	Solar K.l.	Sol (fotosfera)	Estrellas	Galáctico K.l.
1H	4600*	1445	925	685
2 Él (-partícula)	70*	91	150	48
3Li	?			0,3
4 Be-5 B	0,02			0,8
6 C	0,54*	0,6	0,26	1,8
7 norte	0,20	0,1	0,20	0,8
8O**	1,0*	1,0	1,0	1,0
9F		10 -3		0,1
10 Ne	0,16*	0,054	0,36	0,30
11 na	?	0,002	0,002	0,19
12 mg	0,18*	0,05	0,040	0,32
13Al	?	0,002	0,004	0,06
14 Si	0,13*	0,065	0,045	0,12
15 P- 21 Pb	0,06	0,032	0,024	0,13
16 S-20 Ca	0,04*	0,028	0,02	0,11
22 Ti-28 Ni	0,02	0,006	0,033	0,28
26 de febrero	0,15*	0,05	0,06	0,14

* Datos de observación para el intervalo = 1-20 MeV/nucleón; los números restantes en esta columna se relacionan principalmente con >40 MeV/nucleón. La precisión de la mayoría de los valores de la tabla en su conjunto es del 10 al 50%. ** La abundancia de núcleos de oxígeno se toma como unidad.

Las características más importantes de K. l. yavl. su composición (distribución de masas y cargas), energía. espectro (distribución por energía) y grado de anisotropía (distribución por dirección de llegada). Contenido relativo de núcleos en l cósmico. se da en la Tabla 1. De la mesa 1 está claro que en la composición de K. l. galáctico origen de núcleos mucho más ligeros ( z= 3-5) que en K. l solar. y en promedio en las estrellas de la Galaxia. Además, contienen muchos más venenos pesados ​​(20) que su abundancia natural. Ambas diferencias son muy importantes para aclarar la cuestión del origen de K. l.

Números relativos de partículas con diferentes masas en litros cósmicos. se dan en la tabla. 2.

Mesa 2. Composición y algunas características de los rayos cósmicos con energías de 2,5 GeV/nucleón

pagprotones1 1 1300 10000 10000 -partículanúcleos de helio2 4 94 720 1600 lgranos ligeros3-5 10 2,0 15 10 -4 METROnúcleos medianos6-9 14 6,7 52 14 hgranos pesados10 31 2,0 15 6 VHgranos muy pesados20 51 0,5 4 0,06 SHnúcleos más pesados > 30 100 ~10 -4 ~10 -3 mielectrones1 1/1836 13 100 10000

Se puede observar que en el flujo de partículas cósmicas primarias predominan los protones, que representan más del 90% de todas las partículas. En relación con los protones, las partículas representan el 7%, los electrones ~ 1% y los núcleos pesados, menos del 1%. Estas cifras se refieren a partículas con una energía de 2,5 GeV/nucleón medida cerca de la Tierra con actividad solar mínima, cuando las energías observadas. el espectro puede considerarse cercano al espectro no modulado de los rayos cósmicos. en el espacio interestelar.

Energía integral espectro de K. l. align="absmiddle" width="145" height="22"> [partículas/(cm 2 s)] refleja la dependencia del número de partículas I con energía mayor ( I 0 es una constante de normalización, +1 es un indicador de espectro, el signo menos indica que el espectro tiene un carácter decreciente, es decir con intensidad creciente de K. l. disminuye). A menudo también utilizan una representación diferencial del espectro [partículas/(cm 2 s MeV)], que refleja la dependencia del número de partículas por intervalo unitario de energía (1 MeV).

El espectro diferencial, comparado con el espectro integral, nos permite identificar detalles energéticos más sutiles. distribución de K. l. Esto se puede ver en la Fig. 2, que muestra el espectro diferencial de los rayos cósmicos observados cerca de la Tierra en el rango de aproximadamente 10 6 a eV. Partículas de K. l. con energías que caen en este intervalo están influenciadas por la actividad solar, por eso el estudio de la energía. espectro K. l. en el rango 10 6 -10 11 eV es extremadamente importante para comprender la penetración de los rayos cósmicos. Del espacio interestelar al interplanetario, interacciones de rayos cósmicos. con imán interplanetario. campo (FMI) y para la interpretación de las conexiones solar-terrestre.

Antes del inicio de las observaciones extraatmosféricas y extramagnetosféricas de los rayos cósmicos. la cuestión de la forma del espectro diferencial en la región eV parecía bastante clara: el espectro cerca de la Tierra tiene un máximo cercano a 400 MeV/nucleón; el espectro no modulado en el espacio interestelar debe tener forma de ley potencial; No debería haber galácticos en el espacio interplanetario. K.l. bajas energías. Mediciones directas de K. l. en el rango de 10 6 a 10 8 eV mostraron, contrariamente a lo esperado, que, a partir de aproximadamente = 30 MeV (y menos), la intensidad de los rayos cósmicos. vuelve a crecer, es decir Se descubrió una caída característica en el espectro. Probablemente, el fallo sea el resultado de una mayor modulación de K. l. en la región eV, donde la dispersión de partículas en las heterogeneidades del FMI es más efectiva.

Se ha establecido que en eV el espectro de K. l. ya no está sujeto a modulación y su pendiente corresponde a un valor de 2,7 hasta eV. En este punto el espectro sufre una ruptura (el indicador aumenta a = 3,2-3,3). Hay indicios de que al mismo tiempo en la composición de K. l. aumenta la proporción de núcleos pesados. Sin embargo, los datos sobre la composición de K. l. en esta región energética son todavía muy escasos. En align="absmiddle" width="118" height="17"> eV, el espectro debería terminar abruptamente debido a la fuga de partículas al espacio intergaláctico. espacio e interacciones con fotones. El flujo de partículas en la región de energía ultraalta es muy pequeño: en promedio, no cae más de una partícula eV en un área de 10 km 2 por año.

Para K.l. eV se caracteriza por una alta isotropía: con una precisión del 0,1%, la intensidad de las partículas en todas las direcciones es la misma. A energías más altas, la anisotropía aumenta y en el rango de eV alcanza varios. decenas de % (Fig. 3). La anisotropía ~0,1% con un máximo cerca de las 19:00 hora sidérea corresponde a la dirección predominante del movimiento de los rayos cósmicos. a lo largo de las líneas del campo magnético. campos galácticos Brazo espiral en el que se encuentra el Sol. A medida que aumenta la energía de las partículas, el tiempo máximo cambia a 13 horas de tiempo sidéreo, lo que corresponde a la presencia de un flujo de deriva de rayos cósmicos. con eV de la galaxia a través de las líneas del campo magnético.

4. Origen de los rayos cósmicos

Debido a la alta isotropía del l cósmico. Las observaciones cercanas a la Tierra no nos permiten establecer dónde se forman y cómo se distribuyen en el Universo. Estas preguntas fueron respondidas por la radioastronomía en relación con el descubrimiento de la exploración espacial. en el rango de radiofrecuencia Hz. Esta radiación es creada por electrones de muy alta energía a medida que se mueven a través del imán. Campo de galaxias.

La frecuencia a la que la intensidad de la emisión de radio es máxima está relacionada con la intensidad del campo magnético. campos norte y la energía del electrón por la relación (Hz), donde es el ángulo de paso del electrón (el ángulo entre el vector de velocidad del electrón y el vector norte). Magn. campo de la Galaxia, medido varias veces. métodos, tiene un valor de E. En promedio, en E y =0,5, eV, es decir Los electrones radioemisores deben tener la misma energía que los principales. Masa de rayos cósmicos observados cerca de la Tierra. Estos electrones, que son uno de los componentes de los rayos cósmicos, ocupan una región extendida que cubre toda la galaxia y se llama galáctica. aureola. En magnético interestelar En los campos, los electrones se mueven como otras partículas cargadas de alta energía: protones y núcleos más pesados. La única diferencia es que, debido a su pequeña masa, los electrones, a diferencia de las partículas más pesadas, emiten intensamente ondas de radio y, por lo tanto, se detectan en partes distantes de la Galaxia, siendo un indicador de los rayos cósmicos. en absoluto.

Además de la galáctica general. Se descubrieron fuentes discretas de emisión de radio sincrotrón: capas, el núcleo galáctico, . Es natural esperar que todos estos objetos sean fuente de rayos cósmicos.

Hasta principios de los años 70. siglo 20 Muchos investigadores creían que K. l. con align="absmiddle" width="89" height="17"> eV son principalmente metagalácticos. origen. Al mismo tiempo, se indicó la ausencia de galaxias conocidas. fuentes de partículas de hasta 10 21 eV y las dificultades asociadas al problema de su contención en la Galaxia. En relación con el descubrimiento de los púlsares (1967), se consideraron varios mecanismos posibles para la aceleración de núcleos incluso muy pesados ​​a energías ultraaltas. Por otro lado, los datos obtenidos indican que los electrones observados cerca de la Tierra se forman y acumulan en la Galaxia. No hay razón para pensar que los protones y los núcleos más pesados ​​se comporten de manera diferente a este respecto. Por tanto, la teoría galáctica está justificada. origen de K. l.

La confirmación indirecta de esta teoría se obtuvo a partir de datos sobre la distribución de fuentes cósmicas en la esfera celeste. radiación gamma. Esta radiación surge debido a la desintegración de los mesones, que se forman durante las colisiones de rayos cósmicos. con partículas de gas interestelar, así como debido a la radiación bremsstrahlung de electrones relativistas durante sus colisiones con partículas de gas interestelar. Los rayos gamma no se ven afectados por el magnetismo. campos, por lo que la dirección de su llegada apunta directamente a la fuente. En contraste con la distribución casi isotrópica de los rayos cósmicos observada dentro del Sistema Solar, la distribución de la radiación gamma en el cielo resultó ser muy desigual y similar a la distribución de las supernovas en toda la galaxia. longitud (Figura 4). La buena concordancia entre los datos experimentales y la distribución esperada de la radiación gamma en la esfera celeste constituye una prueba contundente de que la principal La fuente de los rayos cósmicos son las supernovas.

Teoría del origen de K. l. se basa no sólo en la hipótesis de la galaxia la naturaleza de las fuentes de K. l., pero también de la idea de que K. l. quedan retenidos en la Galaxia durante mucho tiempo, fluyendo lentamente hacia el espacio intergaláctico. espacio. Moviéndose en línea recta, K. l. Habría abandonado la galaxia varias veces después. mil años después del momento de la generación. En la escala de la galaxia, este tiempo es tan corto que sería imposible compensar las pérdidas con una fuga tan rápida. Sin embargo, en el campo magnético interestelar. Campo con líneas de movimiento de fuerza altamente entrelazadas de l cósmico. Tiene una naturaleza compleja, que recuerda a la difusión de moléculas en un gas. Como resultado, el tiempo de fuga de K. l. desde la galaxia resulta ser miles de veces mayor que durante el movimiento rectilíneo. Lo anterior se refiere a los conceptos básicos partes de partículas K. l. (con eV). Las partículas con mayor energía, cuyo número es muy pequeño, son débilmente desviadas por la galaxia. revista. campo y abandonar la galaxia relativamente rápido. Al parecer, esto se debe a una interrupción en el espectro de radiación. en eV.

La estimación más fiable del tiempo de fuga de CO l. de la Galaxia se obtiene a partir de datos sobre su composición. En K. l. Los núcleos ligeros (Li, Be, B) están presentes en cantidades muy grandes (en comparación con la abundancia promedio de elementos). Se forman a partir de los núcleos más pesados ​​de los rayos cósmicos. cuando estos últimos chocan con los núcleos de átomos de gas interestelar (principalmente hidrógeno). Para que los núcleos ligeros estén presentes en la cantidad observada, K. l. Durante su movimiento en la galaxia deben atravesar un espesor de materia interestelar de aprox. 3 g/cm. Según datos sobre la distribución del gas interestelar y los restos de explosiones de supernovas, la edad de los rayos cósmicos. no supera los 30 millones de años.

A favor de las supernovas como principal fuente de rayos cósmicos, además de los datos astronómicos de radio, rayos X y rayos gamma, también indican estimaciones de su liberación de energía durante las llamaradas. Las explosiones de supernova van acompañadas de la liberación de enormes masas de gas, que forman una gran capa (nebulosa) que brilla intensamente y se expande alrededor de la estrella en explosión. Toda la energía de la explosión se gasta en radiación y energía cinética. la energía de expansión del gas puede alcanzar 10 51 -10 52 erg. En nuestra galaxia, según los últimos datos, las supernovas estallan en promedio al menos una vez cada 100 años. Si asignamos la energía de la llamarada de 10 51 erg a este período de tiempo, entonces cf. La potencia del flash será de aprox. ergio/s. Por otro lado, para mantener la modernidad densidad de energía K.l. DE ACUERDO. 1 eV/cm potencia de fuentes K.l. el miércoles tiempo de vida de K. l. en la galaxia, los años deberían ser al menos 10 40 erg/s. De ello se deduce que para mantener la densidad de energía del l cósmico. en moderno El nivel es suficiente para que reciban solo unos pocos. % de potencia de explosión de supernova. Sin embargo, la radioastronomía sólo puede detectar directamente electrones emisores de radio. Por lo tanto, todavía no se puede afirmar de manera definitiva (aunque esto parece bastante natural, especialmente a la luz de los logros de la astronomía de rayos gamma) que durante las explosiones de supernovas también se genera una cantidad suficiente de protones y núcleos más pesados. En este sentido, la búsqueda de otras posibles fuentes de K. L. no ha perdido importancia. De gran interés a este respecto son los púlsares (donde, aparentemente, es posible la aceleración de partículas a energías ultraaltas) y la región galáctica. núcleos (donde son posibles procesos explosivos de mucha mayor potencia que las explosiones de supernovas). Sin embargo, el poder de generación de los rayos cósmicos es galáctico El núcleo aparentemente no excede la potencia total de su generación durante las explosiones de supernova. Además, la mayoría de los rayos cósmicos formados en el núcleo abandonarán el disco galáctico antes de llegar a las proximidades del Sol. Por tanto, podemos suponer que las explosiones de supernovas son un fenómeno. la fuente principal, aunque no la única, de K. l.

5. Mecanismos de aceleración de los rayos cósmicos.

La cuestión de los posibles mecanismos para acelerar partículas a energías de ~ 10 21 eV en detalle aún está lejos de estar resuelta. soluciones. Sin embargo, en términos generales la naturaleza del proceso de aceleración ya está clara. En un gas ordinario (no ionizado), la redistribución de energía entre partículas se produce debido a sus colisiones entre sí. En cósmico enrarecido En el plasma, las colisiones entre partículas cargadas juegan un papel muy pequeño y el cambio de energía (aceleración o desaceleración) de una partícula individual se debe a su interacción con el imán eléctrico. campos que surgen del movimiento de todas las partículas de plasma que lo rodean.

En condiciones normales, el número de partículas con una energía notablemente superior av. la energía del movimiento térmico de las partículas de plasma es insignificante. Por tanto, la aceleración de las partículas debería comenzar prácticamente a partir de energías térmicas. En el espacio El plasma (eléctricamente neutro) no puede existir ninguna electrostática significativa. campos, que podrían acelerar partículas cargadas debido a la diferencia de potencial entre puntos del campo. Sin embargo, la electricidad puede ocurrir en el plasma. campos de naturaleza pulsada o inductiva. pulso electrico Los campos aparecen, por ejemplo, cuando se rompe una capa de corriente neutra en la zona de contacto magnético. campos de polaridad opuesta (ver). electrico de induccion el campo aparece a medida que aumenta la intensidad magnética. campos a lo largo del tiempo (efecto betatrón). Además de los campos pulsados, la etapa inicial de aceleración puede ser causada por la interacción de partículas aceleradas con los campos eléctricos de ondas de plasma en áreas con intenso movimiento turbulento del plasma.

Al parecer, en el espacio existe una jerarquía de mecanismos de aceleración, que funcionan en diferentes combinaciones o en diferentes secuencias dependiendo de las condiciones específicas en el campo de la aceleración. Aceleración por impulsos eléctricos. La turbulencia de campo o plasma contribuye a la aceleración posterior mediante el mecanismo de inducción (betatrón) o el mecanismo de Fermi.

Ciertas características del proceso de aceleración de partículas en el espacio están asociadas con el comportamiento del plasma en campos magnéticos. campo. Cósmico revista. Los campos existen en grandes volúmenes de espacio. partícula con carga ze e impulso pag se mueve en magnético campo h a lo largo de una trayectoria curva con un radio de curvatura instantáneo
,
Dónde R = cp/Ze- revista. rigidez de las partículas (medida en voltios), - ángulo de paso de las partículas. Si el campo cambia poco a distancias comparables al valor , entonces la trayectoria de la partícula tiene la forma de una línea helicoidal que rodea la línea del campo magnético. campos. En este caso, las líneas de campo están, por así decirlo, unidas al plasma (congeladas en el plasma); el desplazamiento de cualquier parte del plasma provoca el correspondiente desplazamiento y deformación de las líneas del campo magnético. campos, y viceversa. Si en el plasma se provocan movimientos suficientemente intensos (esta situación surge, por ejemplo, como resultado de la explosión de una supernova), entonces existen muchas secciones del plasma que se mueven aleatoriamente. Para mayor claridad, es conveniente considerarlas como nubes de plasma separadas que se mueven entre sí a altas velocidades. Básico la masa de partículas de plasma se mantiene en las nubes y se mueve con ellas. Sin embargo, un pequeño número de partículas de alta energía, cuyo radio de curvatura de la trayectoria es en mag. El campo de plasma es comparable al tamaño de la nube o lo supera; cuando entra en la nube, no permanece en ella. Estas partículas sólo se desvían magnéticamente. En el campo de la nube, es como si una partícula chocara con la nube en su conjunto y las partículas se dispersaran sobre ella (Fig. 5). En tales condiciones, la partícula intercambia efectivamente energía con toda la nube a la vez. Pero cinético. la energía de la nube es muy alta y, en principio, la energía de la nube acelerada Las partículas pueden crecer ilimitadamente hasta que la partícula abandona la región con intensos movimientos de plasma. Ésta es la esencia de la estadística. mecanismo de aceleración propuesto por E. Fermi en 1949. Las partículas se aceleran de manera similar cuando interactúan con poderosas ondas de choque (por ejemplo, en el espacio interplanetario), en particular cuando dos ondas de choque se acercan entre sí, formando imanes reflectantes. "espejos" (o "paredes") para partículas aceleradas.

Todos los mecanismos de aceleración conducen a un espectro de rayos cósmicos, en el que el número de partículas disminuye al aumentar la energía. Aquí termina la similitud entre los mecanismos. A pesar de la intensa teoría y estudios experimentales, hasta encontrar un mecanismo de aceleración universal o una combinación de mecanismos que puedan explicar todas las características del espectro y la composición de carga de los rayos cósmicos. En el caso, por ejemplo, de impulsos eléctricos. campos mi tasa de aumento de la dureza R está determinada por la relación dR/dt = cE, es decir. No depende del imán inicial. Dureza de las partículas. En este caso, todas las partículas en el campo de acción se aceleran. mi , su composición reflejará la composición del plasma original y el espectro tendrá la forma DR)~exp. -(R/R 0), donde R 0 - dureza del espectro característico.

Cuando se aceleran mediante ondas de plasma, se pueden acelerar partículas con solo varias energías. veces más térmica. El número de tales partículas no es demasiado pequeño, pero las condiciones de aceleración dependerán en gran medida del tipo de partículas, lo que debería conducir a un fuerte cambio en su composición en comparación con la composición del plasma inicial. El espectro de protones acelerados, sin embargo, en este caso también puede ser ~ exp -(R/R 0).

El mecanismo betatrón, que se basa en la conservación de la adiabática. invariante del movimiento de partículas = constante, da un espectro de ley potencial y no es selectivo con respecto al tipo de partículas, pero su efectividad es proporcional al campo magnético. rigidez de las partículas ( dR/dt ~ R), es decir. Para su acción es necesaria una aceleración previa (inyección).

El mecanismo de aceleración de Fermi proporciona energía según la ley potencial. espectro, sin embargo, es selectivo con respecto al tipo de partículas. Aceleración por ondas de choque en el espacio. El plasma también conduce a la energía de ley potencial. espectro, y teóricamente. Los cálculos dan un índice de =2,5, que corresponde bastante bien a la forma observada del espectro de los rayos cósmicos. Por tanto, la teoría de la aceleración, lamentablemente, permite un enfoque ambiguo para la interpretación de los espectros observados de partículas aceleradas (en particular, los rayos cósmicos solares).

Procesos de aceleración por pulsados ​​eléctricos. campos cerca de las líneas del cero magnético. Los campos se observan durante las erupciones solares, cuando son varias. Aparecen partículas mínimas, aceleradas a una energía de varios. GeV. Cerca de púlsares, en las capas de supernovas de la Galaxia, así como en las extragalácticas. objetos (radiogalaxias y quásares), este proceso también puede desempeñar un papel importante. mecanismo de aceleración o al menos el papel del inyector. En este último caso, las partículas inyectadas se aceleran al máximo. observado en K. l. energías como resultado de interacciones con ondas y faltas de homogeneidad magnética. campos en plasma turbulento.

Las observaciones a diversas escalas (galaxia, sol, magnetosfera terrestre, etc.) muestran que la aceleración de las partículas se produce en el espacio. plasma dondequiera que existan movimientos no homogéneos y campos magnéticos suficientemente intensos. campos. Sin embargo, en grandes cantidades y con energías muy altas, las partículas sólo pueden acelerarse cuando se imparte una fuerza cinética muy grande al plasma. energía. Esto es exactamente lo que sucede en entornos cósmicos tan grandiosos. procesos como las explosiones de supernovas, la actividad de radiogalaxias y quásares.

Junto con el enorme papel de K. l. en astrofísica procesos, es necesario señalar su importancia para estudiar el pasado lejano de la Tierra (cambios climáticos, evolución de la biosfera, etc.) y para resolver algunos problemas prácticos. Tareas modernas (garantizar la seguridad radiológica de los cosmonautas, evaluar la posible contribución de la radiación cósmica a los efectos meteorológicos, etc.).

Iluminado.:
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Origen de los rayos cósmicos, M., 1963; Miroshnichenko L.I., Rayos cósmicos en el espacio interplanetario, M., 1973; Dorman L.I., Fundamentos experimentales y teóricos de la astrofísica de rayos cósmicos, M., 1975; Toptygin I, N., Rayos cósmicos en campos magnéticos interplanetarios, M., 1983.

(L. I. Miroshnichenko)

Rayos cósmicos

El espectro de energía diferencial de los rayos cósmicos es de naturaleza de ley de potencia (en una escala logarítmica doble - una línea recta inclinada) (energías mínimas - zona amarilla, modulación solar, energías promedio - zona azul, GCR, energías máximas - zona violeta, extragaláctica CR)

Rayos cósmicos- partículas elementales y núcleos atómicos que se mueven con altas energías en el espacio exterior.

Información básica

Física de rayos cósmicos considerado parte física de alta energía Y partículas fisicas.

Física de los rayos cósmicos. estudios:

• procesos que conducen a la aparición y aceleración de los rayos cósmicos;
• partículas de rayos cósmicos, su naturaleza y propiedades;
• Fenómenos causados ​​por partículas de rayos cósmicos en el espacio exterior, la atmósfera de la Tierra y los planetas.

El estudio de los flujos de partículas cósmicas neutras y cargadas de alta energía que caen en los límites de la atmósfera terrestre es la tarea experimental más importante.

Clasificación según el origen de los rayos cósmicos:

• fuera de nuestra galaxia
• en la galaxia
• en el sol
• en el espacio interplanetario

Primario Se acostumbra llamar rayos extragalácticos y galácticos. Secundario Se acostumbra llamar flujos de partículas que pasan y se transforman en la atmósfera terrestre.

Los rayos cósmicos son un componente de la radiación natural (radiación de fondo) en la superficie de la Tierra y en la atmósfera.

Antes del desarrollo de la tecnología de aceleradores, los rayos cósmicos servían como única fuente de partículas elementales de alta energía. Así, el positrón y el muón se encontraron por primera vez en los rayos cósmicos.

Por número de partículas, los rayos cósmicos están compuestos en un 90 por ciento de protones, un 7 por ciento de núcleos de helio, aproximadamente un 1 por ciento de elementos más pesados ​​y aproximadamente un 1 por ciento de electrones. Cuando se estudian fuentes de rayos cósmicos fuera del Sistema Solar, el componente nuclear de protones se detecta principalmente por el flujo de rayos gamma que crea mediante los telescopios orbitales de rayos gamma, y ​​el componente electrónico se detecta por la radiación de sincrotrón que genera, que ocurre en en el rango de radio (en particular, en ondas métricas - en la radiación en el campo magnético del medio interestelar), y en fuertes campos magnéticos en la región de la fuente de rayos cósmicos - y en rangos de frecuencia más altos. Por lo tanto, el componente electrónico también puede detectarse mediante instrumentos astronómicos terrestres.

Tradicionalmente, las partículas observadas en los rayos cósmicos se dividen en los siguientes grupos: L, M, H, VH (ligeras, medias, pesadas y superpesadas, respectivamente). Una característica de la composición química de la radiación cósmica primaria es el contenido anormalmente alto (varios miles de veces) de núcleos del grupo L (litio, berilio, boro) en comparación con la composición de las estrellas y el gas interestelar. Este fenómeno se explica por el hecho de que las partículas CR, bajo la influencia del campo magnético galáctico, deambulan caóticamente por el espacio durante unos 7 millones de años antes de llegar a la Tierra. Durante este tiempo, los núcleos del grupo VH pueden interactuar inelásticamente con los protones del gas interestelar y dividirse en fracciones más ligeras. Esta suposición se ve confirmada por el hecho de que los rayos cósmicos tienen un grado muy alto de isotropía.

Historia de la física de los rayos cósmicos.

Los primeros indicios de la posibilidad de la existencia de radiaciones ionizantes de origen extraterrestre se obtuvieron a principios del siglo XX en experimentos que estudiaban la conductividad de los gases. La corriente eléctrica espontánea detectada en el gas no pudo explicarse por la ionización derivada de la radiactividad natural de la Tierra. La radiación observada resultó ser tan penetrante que aún se observó una corriente residual en las cámaras de ionización, protegidas por gruesas capas de plomo. En 1911-1912 se llevaron a cabo varios experimentos con cámaras de ionización en globos. Hess descubrió que la radiación aumenta con la altitud, mientras que la ionización causada por la radiactividad de la Tierra debería disminuir con la altitud. Los experimentos de Colherster demostraron que esta radiación se dirige de arriba a abajo.

En 1921-1925, el físico estadounidense Millikan, al estudiar la absorción de la radiación cósmica en la atmósfera terrestre en función de la altitud de observación, descubrió que en el plomo esta radiación se absorbe de la misma forma que la radiación gamma de los núcleos. Millikan fue el primero en llamar a esta radiación rayos cósmicos. En 1925, los físicos soviéticos L.A. Tuvim y L.V. Mysovsky midieron la absorción de radiación cósmica en el agua: resultó que esta radiación se absorbía diez veces menos que la radiación gamma de los núcleos. Mysovsky y Tuwim también descubrieron que la intensidad de la radiación depende de la presión barométrica: descubrieron el "efecto barométrico". Los experimentos de D.V. Skobeltsyn con una cámara de niebla colocada en un campo magnético constante permitieron "ver", debido a la ionización, rastros (huellas) de partículas cósmicas. D. V. Skobeltsyn descubrió lluvias de partículas cósmicas. Los experimentos con rayos cósmicos permitieron realizar una serie de descubrimientos fundamentales para la física del micromundo.

Rayos cósmicos solares

Los rayos cósmicos solares (SCR) son partículas cargadas de energía (electrones, protones y núcleos) inyectadas por el Sol en el espacio interplanetario. La energía del SCR oscila entre varios keV y varios GeV. En el extremo inferior de este rango, los SCR están confinados a protones de corrientes de viento solar de alta velocidad. Las partículas SCR aparecen como resultado de las erupciones solares.

Rayos cósmicos de energía ultra alta

La energía de algunas partículas supera el límite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin: el límite de energía teórico de los rayos cósmicos es 6,10 19 eV. El observatorio AGASA registró varias docenas de partículas de este tipo en el transcurso de un año. (Inglés) ruso . Estas observaciones aún no tienen una explicación científica suficientemente fundamentada.

Detección de rayos cósmicos.

Durante mucho tiempo después del descubrimiento de los rayos cósmicos, los métodos para registrarlos no diferían de los métodos para registrar partículas en aceleradores, generalmente contadores de descargas de gas o emulsiones fotográficas nucleares elevadas a la estratosfera o al espacio exterior. Pero este método no permite observaciones sistemáticas de partículas de alta energía, ya que aparecen muy raramente y el espacio en el que un contador de este tipo puede realizar observaciones está limitado por su tamaño.

Los observatorios modernos funcionan según principios diferentes. Cuando una partícula de alta energía entra en la atmósfera, interactúa con los átomos del aire en los primeros 100 g/cm², dando lugar a toda una ráfaga de partículas, principalmente piones y muones, que a su vez dan origen a otras partículas, y así sucesivamente. Se forma un cono de partículas que se llama lluvia. Estas partículas se mueven a velocidades superiores a la de la luz en el aire, lo que da lugar al resplandor de Cherenkov, que es detectado por los telescopios. Esta técnica permite vigilar zonas del cielo que cubren cientos de kilómetros cuadrados.

Implicaciones para los vuelos espaciales

Los astronautas de la ISS, cuando cierran los ojos, ven destellos de luz no más de una vez cada 3 minutos; quizás este fenómeno esté asociado con el impacto de partículas de alta energía que ingresan a la retina. Sin embargo, esto no ha sido confirmado experimentalmente; es posible que este efecto tenga bases exclusivamente psicológicas.

La exposición prolongada a la radiación cósmica puede tener un impacto muy negativo en la salud humana. Para una mayor expansión de la humanidad a otros planetas del sistema solar, es necesario desarrollar una protección fiable contra tales peligros: científicos de Rusia y Estados Unidos ya están buscando formas de resolver este problema.

ver también

Notas

Literatura

• S. V. Murzin. Introducción a la física de los rayos cósmicos. Moscú, M.: Atomizdat, 1979.
• Modelo del espacio exterior - M.: Editorial de la Universidad Estatal de Moscú, en 3 volúmenes.
• A. D. Filonenko Método de radioastronomía para medir los flujos de partículas cósmicas de energía ultraalta (ruso) // UFN. - 2012. - T. 182. - P. 793-827.

Enlaces

• Proyecto abierto científico y educativo sobre la investigación de los rayos cósmicos

Medio interestelar
Componentes	Gas interestelar · Polvo interestelar · Nube interestelar · Rayos cósmicos· Un campo magnético
Nebulosas	Nebulosa difusa (luz) · Nebulosa oscura · Nebulosa de emisión · Nebulosa de reflexión · Remanente de supernova · Nebulosa planetaria · Nebulosa protoplanetaria
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Radiación	Viento estelar · CMB

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Subtítulos

Información básica

Física de rayos cósmicos considerado parte física de alta energía Y partículas fisicas.

Física de los rayos cósmicos. estudios:

• procesos que conducen a la aparición y aceleración de los rayos cósmicos;
• partículas de rayos cósmicos, su naturaleza y propiedades;
• Fenómenos causados ​​por partículas de rayos cósmicos en el espacio exterior, la atmósfera de la Tierra y los planetas.

El estudio de los flujos de partículas cósmicas neutras y cargadas de alta energía que caen en los límites de la atmósfera terrestre es la tarea experimental más importante.

Clasificación según el origen de los rayos cósmicos:

• fuera de nuestra galaxia
• en la galaxia
• en el sol
• en el espacio interplanetario

Primario Se acostumbra llamar rayos extragalácticos y galácticos. Secundario Se acostumbra llamar flujos de partículas que pasan y se transforman en la atmósfera terrestre.

Los rayos cósmicos son un componente de la radiación natural (radiación de fondo) en la superficie de la Tierra y en la atmósfera.

Antes del desarrollo de la tecnología de aceleradores, los rayos cósmicos servían como única fuente de partículas elementales de alta energía. Así, el positrón y el muón se encontraron por primera vez en los rayos cósmicos.

El espectro energético de los rayos cósmicos está formado por un 43% de la energía de los protones, otro 23% de la energía del helio (partículas alfa) y un 34% de la energía transferida por otras partículas.

Por número de partículas, los rayos cósmicos están formados por un 92% de protones, un 6% de núcleos de helio, aproximadamente un 1% de elementos más pesados ​​y aproximadamente un 1% de electrones. Al estudiar las fuentes de rayos cósmicos fuera del sistema solar, el componente nuclear de protones se detecta principalmente por el flujo de rayos gamma que crea mediante los telescopios orbitales de rayos gamma, y ​​el componente electrónico se detecta por la radiación sincrotrón generada por él, que cae en el rango de radio (en particular, en ondas métricas, en la radiación en el campo magnético del medio interestelar), y en fuertes campos magnéticos en la región de la fuente de rayos cósmicos, y en rangos de frecuencia más altos. Por lo tanto, el componente electrónico también puede detectarse mediante instrumentos astronómicos terrestres.

Tradicionalmente, las partículas observadas en los rayos cósmicos se dividen en los siguientes grupos: p (Z = 1), α (Z = 2), L (Z = 3 − 5), M (Z = 6 − 9), H (Z ⩾ 10), V H (Z ⩾ 20) (\displaystyle p( Z=1),\alpha (Z=2),L(Z=3-5),M(Z=6-9),H(Z\geqslant 10),VH(Z\geqslant 20))(respectivamente, protones, partículas alfa, ligeras, medias, pesadas y superpesadas). Una característica de la composición química de la radiación cósmica primaria es el contenido anormalmente alto (varios miles de veces) de núcleos del grupo L (litio, berilio, boro) en comparación con la composición de las estrellas y el gas interestelar. Este fenómeno se explica por el hecho de que el mecanismo de generación de partículas cósmicas acelera principalmente los núcleos pesados ​​que, al interactuar con los protones del medio interestelar, se desintegran en núcleos más ligeros. Esta suposición se ve confirmada por el hecho de que los rayos cósmicos tienen un grado muy alto de isotropía.

Historia de la física de los rayos cósmicos.

Los primeros indicios de la posibilidad de la existencia de radiaciones ionizantes de origen extraterrestre se obtuvieron a principios del siglo XX en experimentos que estudiaban la conductividad de los gases. La corriente eléctrica espontánea detectada en el gas no pudo explicarse por la ionización derivada de la radiactividad natural de la Tierra. La radiación observada resultó ser tan penetrante que aún se observó una corriente residual en las cámaras de ionización, protegidas por gruesas capas de plomo. En 1911-1912 se llevaron a cabo varios experimentos con cámaras de ionización en globos. Hess descubrió que la radiación aumenta con la altitud, mientras que la ionización causada por la radiactividad de la Tierra debería disminuir con la altitud. Los experimentos de Colherster demostraron que esta radiación se dirige de arriba a abajo.

En 1921-1925, el físico estadounidense Millikan, al estudiar la absorción de la radiación cósmica en la atmósfera terrestre en función de la altitud de observación, descubrió que en el plomo esta radiación se absorbe de la misma forma que la radiación gamma de los núcleos. Millikan fue el primero en llamar a esta radiación rayos cósmicos. En 1925, los físicos soviéticos L.A. Tuvim y L.V. Mysovsky midieron la absorción de radiación cósmica en el agua: resultó que esta radiación se absorbía diez veces menos que la radiación gamma de los núcleos. Mysovsky y Tuwim también descubrieron que la intensidad de la radiación depende de la presión barométrica: descubrieron el "efecto barométrico". Los experimentos de D.V. Skobeltsyn con una cámara de niebla colocada en un campo magnético constante permitieron "ver", debido a la ionización, rastros (huellas) de partículas cósmicas. D. V. Skobeltsyn descubrió lluvias de partículas cósmicas. Los experimentos con rayos cósmicos permitieron realizar una serie de descubrimientos fundamentales para la física del micromundo.

Rayos cósmicos solares

Los rayos cósmicos solares (SCR) son partículas cargadas de energía (electrones, protones y núcleos) inyectadas por el Sol en el espacio interplanetario. La energía del SCR oscila entre varios keV y varios GeV. En la parte inferior de este rango, los SCR limitan con los protones de las corrientes de viento solar de alta velocidad. Las partículas SCR aparecen como resultado de las erupciones solares.

Rayos cósmicos de energía ultra alta

La energía de algunas partículas excede el límite GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin), el límite de energía teórico para los rayos cósmicos de 5⋅10 19 eV, causado por su interacción con fotones de la radiación cósmica de fondo de microondas. El observatorio AGASA registró varias docenas de partículas de este tipo en el transcurso de un año. (Inglés) ruso. Estas observaciones aún no tienen una explicación científica suficientemente fundamentada.

Detección de rayos cósmicos.

Durante mucho tiempo después del descubrimiento de los rayos cósmicos, los métodos para registrarlos no diferían de los métodos para registrar partículas en aceleradores, generalmente contadores de descargas de gas o emulsiones fotográficas nucleares elevadas a la estratosfera o al espacio exterior. Pero este método no permite observaciones sistemáticas de partículas de alta energía, ya que aparecen muy raramente y el espacio en el que un contador de este tipo puede realizar observaciones está limitado por su tamaño.

Los observatorios modernos funcionan según principios diferentes. Cuando una partícula de alta energía entra en la atmósfera, interactúa con los átomos del aire en los primeros 100 g/cm², dando lugar a una ráfaga de partículas, principalmente piones y muones, que, a su vez, dan origen a otras partículas, y así sucesivamente. . Se forma un cono de partículas, que se llama lluvia. Estas partículas se mueven a velocidades superiores a la de la luz en el aire, lo que da lugar al resplandor de Cherenkov, que es registrado por los telescopios. Esta técnica permite vigilar zonas del cielo que cubren cientos de kilómetros cuadrados.

Implicaciones para los vuelos espaciales

Los astronautas de la ISS, cuando cierran los ojos, ven destellos de luz no más de una vez cada 3 minutos; quizás este fenómeno esté asociado con el impacto de partículas de alta energía que ingresan a la retina. Sin embargo, esto no ha sido confirmado experimentalmente; es posible que este efecto tenga bases exclusivamente psicológicas.

Se suele denominar rayos cósmicos al conjunto de corrientes de núcleos atómicos de alta energía, principalmente protones, que caen sobre la Tierra desde el espacio exterior, y la radiación secundaria que estos generan en la atmósfera terrestre, en la que se encuentran todas las partículas elementales conocidas actualmente.

§ 54. DESCUBRIMIENTO DE LOS RAYOS CÓSMICOS

La investigación sobre los rayos cósmicos comenzó en los primeros años de este siglo en relación con el estudio de la causa de la fuga continua de carga de los electroscopios. El electroscopio herméticamente cerrado se descargaba incluso con el aislamiento más perfecto.

En 1910-1925. Varios experimentos realizados en globos y bajo tierra han demostrado que la causa es una radiación muy penetrante que se origina en algún lugar fuera de la Tierra y cuya intensidad disminuye a medida que penetra en la atmósfera. Provoca la ionización del aire en la cámara de ionización y la correspondiente descarga de los electroscopios. Millikan llamó a esta corriente de radiación rayos cósmicos.

En experimentos posteriores se estableció un cambio en la intensidad de la radiación cósmica (densidad de flujo de partículas) dependiendo de la altitud de observación (Fig. 105).

Arroz. 105. Dependencia del número de partículas cósmicas de la altura en unidades relativas)

La intensidad de los rayos cósmicos aumenta relativamente rápido hasta aproximadamente la altitud sobre el nivel del mar, luego la tasa de crecimiento

Se ralentiza y en altitud la intensidad alcanza su valor máximo. Al ascender a grandes altitudes, se observa su disminución y, a partir de la altitud, la intensidad de los rayos cósmicos permanece constante. Como resultado de numerosos experimentos, se ha establecido que los rayos cósmicos llegan a la superficie de la Tierra desde todos lados de manera uniforme y no hay ningún lugar en el Universo que pueda llamarse fuente de rayos cósmicos.

En el estudio de los rayos cósmicos se han realizado muchos descubrimientos fundamentalmente importantes. Así, en 1932, Anderson descubrió un positrón en los rayos cósmicos, predicho por la teoría de Dirac. En 1937, Anderson y Niedermayer descubrieron los mesones -e indicaron el tipo de desintegración. En 1947, Powell descubrió los mesones que, según la teoría de Yukawa, eran necesarios para explicar las fuerzas nucleares. En 1955, se estableció la presencia de mesones K en los rayos cósmicos, así como de partículas neutras pesadas con una masa superior a la de un protón: los hiperones. La investigación de los rayos cósmicos condujo a la introducción de una característica cuántica llamada extrañeza. Los experimentos con rayos cósmicos también plantearon la cuestión de la posibilidad de una no conservación de la paridad. Por primera vez se descubrieron en los rayos cósmicos procesos de generación múltiple de partículas en una única colisión.

Las investigaciones de los últimos años han permitido determinar la sección eficaz para la interacción de nucleones de alta energía con núcleos. Dado que los rayos cósmicos contienen partículas con energías que llegan hasta 100, los rayos cósmicos son la única fuente de información sobre la interacción de partículas de tan alta energía.

El uso de cohetes y satélites artificiales en el estudio de los rayos cósmicos condujo a nuevos descubrimientos: el descubrimiento de los cinturones de radiación de la Tierra. La capacidad de estudiar la radiación cósmica primaria más allá de la atmósfera terrestre ha creado nuevos métodos para estudiar el espacio galáctico e intergaláctico. Así, los estudios de los rayos cósmicos, habiendo pasado del campo de la geofísica al campo de la física nuclear y de la física de partículas elementales, ahora combinan estrechamente el estudio de la estructura del microcosmos con los problemas de la astrofísica.

En relación con la creación de aceleradores con energías de decenas, el centro de gravedad de la dirección nuclear en la física de rayos cósmicos se ha trasladado a la región de energías ultraaltas, donde se estudian las interacciones nucleares, la estructura de los nucleones y otras partículas elementales. continuar. Además, surgió una dirección independiente: el estudio de los rayos cósmicos en aspectos geofísicos y astrofísicos. El tema de investigación aquí es: rayos cósmicos primarios cerca de la Tierra (composición química, espectro de energía, distribución espacial); rayos solares (su generación, movimiento a la Tierra e influencia en la Tierra)

ionosfera); la influencia del medio interplanetario e interestelar y de los campos magnéticos sobre los rayos cósmicos; cinturones de radiación cerca de la Tierra y otros planetas; origen de los rayos cósmicos. El medio más importante para estudiar estos problemas es un estudio detallado de las diversas variaciones en el flujo de rayos cósmicos observados en la Tierra y sus alrededores.