Sinaran Kosmik Energi Tertinggi

Sinaran Kosmik Energi Tertinggi

Adakah terdapat had tenaga untuk zarah yang datang dari angkasa ke Bumi?

Boris Arkadyevich Hrenov,
doktor sains fizikal dan matematik, Institut Penyelidikan Fizik Nuklear. D.V. Skobeltsyn MSU. M. V. Lomonosova

"Sains dan Kehidupan" №10, 2008

Hampir seratus tahun telah berlalu sejak saat sinar kosmik ditemui – aliran zarah yang dikenakan dari kedalaman alam semesta. Sejak itu, banyak penemuan yang berkaitan dengan sinaran kosmik telah dibuat, tetapi banyak lagi misteri masih wujud. Salah seorang daripada mereka, mungkin yang paling menarik: di mana zarah dengan tenaga lebih dari 10 berasal20 eV, iaitu, hampir satu bilion trilion elektron-volt, sejuta kali lebih besar daripada yang akan diperolehi dalam pemecut yang paling berkuasa – Collier Hadron Besar? Apakah kuasa dan bidang yang menyebarkan zarah-zarah itu kepada tenaga yang sangat besar?

Sinar kosmik ditemui pada tahun 1912 oleh ahli fizik Austria, Victor Hess. Beliau adalah ahli Institut Radium Vienna dan menjalankan penyelidikan mengenai gas terionisasi. Pada masa itu, mereka sudah mengetahui bahawa semua gas (dan khususnya atmosfera) sentiasa sedikit terionisasi, yang menunjukkan kehadiran bahan radioaktif (seperti radium) sama ada dalam gas atau berhampiran pengionan mengukur instrumen, kemungkinan besar di kerak bumi.Eksperimen dengan keberkesanan pengesan pengionan dalam belon telah diuji untuk menguji andaian ini, kerana pengionan gas harus berkurang dengan jarak dari permukaan bumi. Jawapannya ternyata sebaliknya: Hess menemui sejenis radiasi, keamatan yang meningkat dengan ketinggian. Ini mencadangkan bahawa ia berasal dari ruang angkasa, tetapi hanya mungkin untuk membuktikan asal-usul extraterrestrial sinar itu selepas banyak eksperimen (Hadiah Nobel V. Hess dianugerahkan hanya pada tahun 1936). Ingat bahawa istilah "radiasi" tidak bererti bahawa sinar ini bersifat elektromagnetik semata-mata (seperti sinar matahari, gelombang radio, atau sinar-X); ia digunakan dalam penemuan fenomena yang sifatnya belum diketahui. Dan walaupun tidak lama lagi menjadi jelas bahawa komponen utama sinaran kosmik – zarah-zarah yang dipercepatkan, proton, istilah itu dipelihara. Kajian fenomena baru dengan cepat mula menghasilkan hasil yang biasanya dikaitkan dengan "canggih sains."

Penemuan zarah-zarah kosmik tenaga yang sangat tinggi serta-merta (lama sebelum pemecut proton dicipta) menimbulkan persoalan: apakah mekanisme untuk mempercepatkan zarah-zarah yang dikenakan dalam objek astrofizik? Hari ini kita tahu bahawa jawapannya ternyata tidak remeh: semulajadi,Pemecut "ruang" pada dasarnya berbeza daripada akselerator buatan manusia.

Tidak lama kemudian menjadi jelas bahawa proton kosmik, terbang melalui bahan, berinteraksi dengan nukleus atom-atomnya, menimbulkan zarah-zarah asas yang sebelumnya tidak stabil (mereka diperhatikan terutamanya di atmosfer bumi). Kajian tentang mekanisme kelahiran mereka telah membuka jalan bagi pembinaan sistematik zarah-zarah asas. Di makmal, proton dan elektron belajar untuk mempercepat dan menerima aliran besar mereka, berbanding dengan yang lebih padat daripada sinar kosmik. Pada akhirnya, ia adalah percubaan pada interaksi zarah yang menerima tenaga dalam pemecut, membawa kepada penciptaan gambar moden microworld.

Pada tahun 1938, ahli fizik Perancis Pierre Auger menemui fenomena yang luar biasa – pancuran daripada zarah kosmik menengah, yang timbul hasil daripada interaksi proton utama dan nukleus tenaga yang sangat tinggi dengan nukleus atom di atmosfera. Ternyata dalam spektrum sinar kosmik terdapat zarah dengan tenaga kira-kira 1015-1018 eV – jutaan kali tenaga zarah dipercepatkan di makmal. Ahli Akademik Dmitry Vladimirovich Skobeltsyn sangat penting untuk mengkaji zarah-zarah tersebut dan serta-merta selepas perang, pada tahun 1947 bersama rakan-rakan terdekat G. T. Zatsepin dan N. A.Dobrotin menganjurkan satu kajian komprehensif mengenai cascades zarah sekunder di atmosfera, yang dipanggil mandi udara yang luas (EAS). Sejarah kajian pertama sinar kosmik boleh didapati dalam buku N. Dobrotin dan V. Rossi. Lama kelamaan, sekolah D.V. Skobeltsyna berkembang menjadi salah satu yang terkuat di dunia dan selama bertahun-tahun ditunjuk arah utama dalam kajian sinar kosmik tenaga ultrahigh. Kaedahnya dibenarkan untuk memperluaskan pelbagai tenaga yang diselidik dari 109-1013 eV, didaftarkan pada belon dan satelit, sehingga 1013-1020 eV. Kajian-kajian ini membuat dua aspek sangat menarik.

Pertama, ia menjadi mustahil untuk menggunakan proton tenaga tinggi yang dihasilkan oleh alam untuk mengkaji interaksi mereka dengan nukleus atom atmosfera dan menguraikan struktur terbaik zarah-zarah asas.

Kedua, ia menjadi mustahil untuk mencari objek dalam ruang yang mampu mempercepatkan zarah kepada tenaga yang sangat tinggi.

Aspek pertama ternyata tidak berbuah kerana harusnya: kajian struktur halus zarah-zarah asas memerlukan lebih banyak data tentang interaksi proton daripada kemungkinan untuk mendapatkan sinar kosmik.Pada masa yang sama, satu sumbangan penting kepada konsep mikroworld dibuat dengan mengkaji pergantungan ciri-ciri yang paling umum dari interaksi proton pada tenaga mereka. Ia adalah semasa kajian EAS mendapati ciri-ciri dalam pergantungan bilangan zarah sekunder dan pengagihan tenaga mereka terhadap tenaga zarah utama yang dikaitkan dengan struktur quark-gluon zarah-zarah asas. Data ini kemudiannya disahkan dalam eksperimen pada pemecut.

Hari ini, model yang boleh dipercayai dari interaksi sinar kosmik dengan nukleus atom atmosfera telah dibina, yang memungkinkan untuk mengkaji spektrum tenaga dan komposisi zarah-zarah utama mereka tenaga yang paling tinggi. Ia menjadi jelas bahawa sinar kosmik dalam dinamika pembangunan Galaxy memainkan peranan kurang daripada bidangnya dan aliran gas antara bintang: tenaga khusus sinar kosmik, gas dan medan magnet adalah kira-kira sama dengan 1 eV pada cm3. Dengan keseimbangan tenaga dalam medium interstellar, adalah wajar untuk mengandaikan bahawa pecutan zarah sinaran kosmik berlaku, kemungkinan besar, dalam objek yang sama yang bertanggungjawab untuk pemanasan dan peletupan gas, sebagai contoh, di bintang-bintang Baru dan Supernova ketika mereka meletup.

Ketam nebula, belajar di sinar dengan panjang gelombang yang berbeza. Warna biru – X-ray (NASA, Balai Cerap X-ray Chandra), hijau – pelbagai optik (NASA, Balai Cerap Hubble), merah – radiasi inframerah (ESA, Observatori Spitzer). Imej: "Sains dan Kehidupan"

Mekanisme percepatan sinar kosmik yang dicadangkan oleh Enrico Fermi untuk proton, secara rawak bertabrakan dengan awan magnet plasma interstellar, tetapi tidak dapat menjelaskan semua data eksperimen. Pada tahun 1977, ahli akademik Germogen Filippovich Krymsky menunjukkan bahawa mekanisme ini harus mempercepatkan zarah-zarah di sisa-sisa supernova pada permukaan gelombang kejutan, yang halaju adalah magnitud yang lebih tinggi daripada kelajuan awan, lebih kuat. Hari ini, ia dipercayai menunjukkan bahawa mekanisme percepatan proton dan nukleus kosmik oleh gelombang kejutan dalam cengkerang Supernovae adalah paling berkesan. Tetapi untuk membiaknya semula di makmal tidak mungkin berjaya: pecutan agak lambat dan memerlukan perbelanjaan tenaga yang besar untuk memegang zarah dipercepat. Dalam kerang Supernova, keadaan ini wujud kerana sifat letupan itu sendiri. Adalah luar biasa bahawa pecutan sinar kosmik berlaku dalam objek astrofizik yang unik,yang bertanggungjawab untuk sintesis nukleus berat (lebih berat daripada helium), sebenarnya terdapat dalam sinar kosmik.

Memasang HESS di Namibia. Imej: "Sains dan Kehidupan"

Di galaksi kita, beberapa supernova diketahui kurang dari seribu tahun, yang telah diperhatikan dengan mata kasar. Yang paling terkenal adalah Nebula Ketam dalam buruj Taurus ("Ketam" adalah sisa supernova wabak pada tahun 1054, dicatatkan dalam Chronicles Timur), Cassiopeia-A (diamati oleh ahli astronomi Tycho Brahe pada tahun 1572) dan Kepler Supernova dalam buruj Ophiuchus (1680). Diameter kerangka mereka hari ini adalah 5-10 tahun cahaya (1 tahun = 10 tahun16 m), iaitu, mereka berkembang pada kelajuan kira-kira 0.01 kelajuan cahaya dan berada pada jarak kira-kira sepuluh ribu tahun cahaya dari Bumi. Cengkerang supernova ("nebula") dalam rangkaian optik, radio, x-ray dan gamma diperhatikan oleh pemerhatian ruang Chandra, Hubble dan Spitzer. Mereka dengan pasti menunjukkan bahawa pecutan elektron dan proton memang berlaku di dalam cengkerang, disertai dengan sinar-x.

Isi ruang antara bintang dengan sinaran kosmik dengan tenaga tertentu diukur (~ 1 eV per cm3) terdapat kira-kira 60 residu Supernovas yang lebih muda daripada 2,000 tahun, manakala kurang daripada sepuluh daripada mereka diketahui. Kekurangan ini dijelaskan oleh fakta bahawa dalam pesawat Galaxy, di mana bintang-bintang dan Supernova tertumpu, termasuk banyak habuk, yang tidak menyalakan cahaya kepada pemerhati di Bumi. X-ray dan pemerhatian sinar gamma, yang mana lapisan habuknya telus, memungkinkan untuk memperluaskan senarai "muda" kerang Supernova. Yang terakhir dari cengkerang yang baru ditemui itu adalah Supernova G1.9 + 0.3, diperhatikan dengan Teleskop X-ray Chandra sejak Januari 2008. Anggaran saiz dan kadar pengembangan sampulnya menunjukkan bahawa ia meletus kira-kira 140 tahun yang lalu, tetapi tidak kelihatan dalam julat optik kerana penyerapan cahaya sepenuhnya oleh lapisan berdebu Galaxy.

Spektrum tenaga gamma-quanta dari Ketam, diukur pada unit HESS (garis lurus menghampiri spektrum ini). Fluks sinar gamma dengan tenaga ambang 1 TeV adalah (2.26 ± 0.08) × 10-11 lihat-2· Dengan-1. Imej: "Sains dan Kehidupan"

Data mengenai Supernova meletup di Galaxy Milky Way kami ditambah dengan data statistik yang lebih kaya pada Supernovae di galaksi lain.Bukti langsung kehadiran proton dan nukleus yang dipercepatkan ialah sinaran gamma dengan tenaga foton yang tinggi hasil daripada kerosakan pion neutral, produk interaksi proton (dan nukleus) dengan bahan sumber. Fotonik tinggi seperti ini diperhatikan dengan teleskop yang merekodkan cahaya Vavilov-Cherenkov yang dipancarkan oleh zarah sekunder EAS. Instrumen yang paling maju jenis ini ialah pemasangan enam teleskop, yang dicipta dengan kerjasama HESS di Namibia. Radiasi gamma ketam diukur terlebih dahulu, dan keamatannya adalah ukuran keamatan untuk sumber lain.

Keputusan yang diperoleh bukan sahaja menegaskan adanya mekanisme percepatan proton dan nukleus di Supernova, tetapi juga memungkinkan untuk menganggarkan spektrum zarah dipercepat: spektrum "kedua" gamma quanta dan "primer" proton dan nukleus sangat dekat. Medan magnet Ketam dan saiznya membenarkan proton untuk mempercepatkan tenaga pada urutan 1015 eV. Spektrum zarah sinar kosmik dalam sumber dan dalam medium interstellar agak berbeza, kerana kebarangkalian zarah yang meninggalkan sumber dan zarah hayat dalam Galaxy bergantung kepada tenaga dan caj zarah.Perbandingan spektrum tenaga dan komposisi sinar kosmik yang diukur di Bumi dengan spektrum dan komposisi pada sumber yang memungkinkan untuk memahami berapa lama zarah bergerak di kalangan bintang-bintang. Nukleus lithium, berilium, dan boron sinar kosmik di Bumi ternyata jauh lebih besar daripada sumbernya – hasil kuantiti tambahan mereka daripada interaksi nukleus yang lebih berat dengan gas interstellar. Dengan mengukur perbezaan ini, kami mengira amaun tersebut X dari bahan di mana sinar kosmik berlalu, mengembara dalam medium interstellar. Dalam fizik nuklear, jumlah bahan yang dijumpai zarah dalam laluannya diukur dalam g / cm2. Ini disebabkan oleh fakta bahawa untuk mengira penurunan dalam fluks zarah dalam perlanggaran dengan nukleus bahan, adalah perlu untuk mengetahui bilangan perlanggaran zarah dengan nukleus yang mempunyai kawasan (bahagian silang) dari arah melintang yang berlainan ke zarah. Mengekalkan jumlah bahan dalam unit ini, untuk semua nukleus, satu skala pengukuran tunggal diperolehi.

Pengedaran arah kedatangan sinaran gamma dengan tenaga 1-10 1-10V dalam koordinat galaksi, menurut satelit EGRET. Imej: "Sains dan Kehidupan"

Nilai eksperimen dijumpai X ~ 5-10 g / cm2 membolehkan anda menganggarkan seumur hidup t sinaran kosmik dalam medium interstellar: tXcdi mana c – Halaju zarah hampir sama dengan kelajuan cahaya, ρ ~ 10-24 g / cm3 – kepadatan purata medium interstellar. Oleh itu, jangka hayat sinaran kosmik adalah kira-kira 108 tahun Kali ini jauh lebih panjang daripada masa penerbangan zarah bergerak pada kelajuan dengan dalam garis lurus dari sumber ke Bumi (3 · 104 tahun untuk sumber yang paling jauh di seberang Galaxy). Ini bererti bahawa zarah tidak bergerak dalam garis lurus, tetapi pengalaman berselerak. Medan galaksi galaksi dengan induksi B ~ 10-6 gauss (10-10 Tesla) memindahkan mereka ke bulatan dengan radius (gyroradius) R = E/3 × 104 B di mana R dalam m E – tenaga zarah dalam eV, B – induksi magnet dalam gauss. Pada tenaga zarah sederhana E < 1017 EV yang diperolehi dalam Supernova-Accelerators, gyroradius ternyata jauh lebih kecil daripada saiz Galaxy (3 · 1020 m).

Kira-kira dalam garis lurus hanya zarah dengan tenaga akan datang dari sumbernya. E > 1019 eV. Oleh itu, arah mewujudkan zarah EAS dengan tenaga kurang daripada 1019 eV tidak menunjukkan sumbernya. Di rantau tenaga ini, semua yang tersisa adalah untuk memerhatikan sinaran sekunder yang dijanakan dalam sumbernya sendiri oleh proton dan nukleus sinar kosmik. Di kawasan yang boleh didapati untuk radiasi gamma radiasiE < 1013 eV) data mengenai arah kedatangan quantanya yang meyakinkan menunjukkan bahawa sinar kosmik memancarkan objek yang tertumpu di dalam pesawat galaksi kita. Terdapat juga bahan interstellar yang tertumpu, di mana zarah sinaran kosmik berinteraksi, menghasilkan sinaran gamma sekunder.

Pemerhatian pengesan zarah Pierre Auger. Imej: "Sains dan Kehidupan"

Idea sinar kosmik sebagai fenomena galaksi "tempatan" ternyata benar hanya untuk zarah-zarah tenaga sederhana. E < 1017 eV. Batasan galaksi untuk mempercepatkan dan memegang zarah dengan tenaga yang sangat tinggi telah meyakinkan dalam percubaan pada pengukuran spektrum tenaga sinar kosmik.

Pada tahun 1958, George B. Christiansen dan Jerman Viktorovich Kulikov menemui perubahan drastik dalam bentuk spektrum tenaga sinar kosmik pada tenaga sekitar 3 · 1015 eV. Pada tenaga yang kurang daripada nilai ini, data eksperimen pada spektrum zarah biasanya dibentangkan dalam bentuk "kuasa seperti", supaya bilangan zarah N dengan tenaga tertentu E dianggap berkadar songsang dengan tenaga zarah hingga ke tahap γ: N(E) = a/Eγ (γ ialah penunjuk berlainan spektrum). Sehingga tenaga 3 · 1015 penunjuk eV γ = 2.7, tetapi apabila bertukar kepada tenaga yang tinggi, spektrum tenaga mengalami "rehat": untuk tenaga E > 3·1015 eV γ menjadi 3.15. Perubahan dalam spektrum ini secara semula jadi dikaitkan dengan pendekatan tenaga zarah dipercepatkan kepada nilai kemungkinan maksimum yang dikira untuk mekanisme pecutan di Supernovae. Komposisi nuklear zarah-zarah utama di kawasan tenaga 1015-1017 eV. Maklumat yang paling boleh dipercayai tentangnya diberikan oleh pemasangan kompleks EAS – "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade". Dengan bantuan mereka, bukan sahaja maklumat tentang tenaga nukleus primer diperoleh, tetapi juga parameter bergantung kepada nombor atom mereka, "lebar" pancuran, nisbah antara bilangan elektron dan muons, antara jumlah elektron yang paling bertenaga dan jumlahnya. Semua data ini menunjukkan bahawa dengan peningkatan tenaga zarah-zarah utama dari pinggir kiri spektrum untuk rehatnya kepada tenaga selepas rehat, peningkatan massa purata mereka. Perubahan sedemikian dalam komposisi massa zarah adalah konsisten dengan model pecutan zarah dalam supernova – ia terhad kepada tenaga maksimum bergantung kepada pertuduhan zarah. Untuk proton, tenaga maksimum ini adalah sekitar 3 · 1015 eV dan peningkatan proporsional dengan pertuduhan zarah dipercepat (inti), supaya nukleus besi dipercepatkan sehingga ~ 1017 eV. Keamatan fluks zarah dengan tenaga melebihi maksimum yang berkurangan dengan cepat.

Pengesan pendarfluor atmosfera: enam teleskop melihat atmosfera dalam medan pandangan 0-30 ° ketinggian di atas ufuk dan dalam medan pandangan 0-180 ° dalam azimut. Imej: "Sains dan Kehidupan"

Tetapi pendaftaran zarah tenaga yang lebih tinggi (~ 3 · 1018 eV) menunjukkan bahawa spektrum sinar kosmik bukan sahaja tidak ditamatkan, tetapi kembali ke bentuk yang diperhatikan sebelum rehat!

Pengukuran spektrum tenaga dalam bidang "ultra tinggi" tenaga (E > 1018 eV) sangat sukar kerana bilangan zarah tersebut sedikit. Untuk memerhatikan peristiwa-peristiwa yang jarang berlaku ini, adalah perlu untuk mewujudkan rangkaian pengesan aliran zarah EAS dan sinaran Vavilov-Cherenkov yang dijana oleh mereka dalam radiasi atmosfera dan pengionan (pendarfluor atmosfera) di atas kawasan beratus-ratus atau bahkan beribu-ribu kilometer persegi. Untuk pemasangan yang besar dan kompleks, laman web yang mempunyai aktiviti ekonomi yang terhad dipilih, tetapi dengan keupayaan untuk memastikan operasi pengesan yang banyak boleh dipercayai.Kemudahan tersebut mula-mula dibina pada puluhan kilometer persegi (Yakutsk, Havera Park, Akeno), kemudian beratus-ratus (AGASA, Mata Terbang, HiRes), dan akhirnya, pemasangan ribuan kilometer persegi sedang dibuat (pemerhati Pierre Auger di Argentina, Pemasangan teleskopik di Utah, Amerika Syarikat).

Peta lokasi pengesan Observatori Pierre Auger di wilayah Mendoza, Argentina. Mata – pengesan zarah. Empat pengesan pendarfluor atmosfera terletak pada titik yang diwakili oleh nama dalam kuning segi empat tepat. Lebih daripada seribu pengesan zarah meliputi kawasan seluas 3 ribu km2 dengan jarak 1.5 km antara pengesan. Empat pengesan pendarfluor "melihat" suasana di kawasan yang sama. Pembinaan kilang itu berakhir pada tahun 2008. Imej dari www.auger.org.ar

Langkah seterusnya dalam mengkaji sinar kosmik tenaga ultrahigh adalah pembangunan kaedah untuk merekodkan EAS untuk memerhatikan pendarahan atmosfera dari ruang angkasa. Bekerjasama dengan beberapa negara di Rusia, pengesan ruang EAS yang pertama sedang dibuat, projek TUS. Satu lagi pengesan itu sepatutnya dipasang di Stesen Angkasa Antarabangsa MKS (projek JEM-EUSO dan CLLV).

Pengesan ruang TUS akan memerhatikan EAS tenaga ultrahigh dari orbit Bumi. Imej: "Sains dan Kehidupan"

Apa yang kita ketahui hari ini tentang sinaran kosmik tenaga ultra tinggi? Angka yang lebih rendah menunjukkan spektrum tenaga sinar kosmik dengan tenaga melebihi 1018 eV, yang diperolehi pada pemasangan generasi terakhir (HiRes, Balai Cerap Pierre Auger), bersama-sama dengan data mengenai sinaran kosmik tenaga yang lebih rendah, yang, seperti yang ditunjukkan di atas, tergolong dalam Galaksi Bima Sakti. Ia dapat dilihat bahawa pada tenaga 3 · 1018-3·1019 eV indeks spektrum tenaga perbezaan telah menurun kepada nilai 2.7-2.8, tepatnya yang diamati untuk sinar kosmik galaksi, apabila tenaga zarah adalah kurang dari maksimum yang mungkin untuk pemecut galaksi. Adakah ini tidak menunjukkan bahawa, pada tenaga ultrah, aliran utama zarah dicipta oleh pemecut dari extragalactic asal dengan tenaga maksimum lebih tinggi daripada galaktik? Kink dalam spektrum sinar kosmik galaksi menunjukkan bahawa sumbangan sinar kosmik extragalactic berubah secara dramatik apabila melepasi dari kawasan sederhana sederhana 1014-1016 eV, di mana ia adalah kira-kira 30 kali kurang daripada sumbangan galaksi (spektrum yang dinyatakan dalam angka dengan garis putus-putus) ke rantau tenaga ultrahigh, di mana ia menjadi dominan.

Dalam beberapa dekad kebelakangan ini, terdapat banyak data astronomi mengenai objek extragalactic yang mampu mempercepatkan zarah-zarah yang dikenakan kepada tenaga yang jauh lebih besar daripada 1019 eV. Tanda jelas bahawa objek bersaiz D boleh mempercepatkan zarah kepada tenaga E, ialah kehadiran medan magnet B sepanjang objek ini sehingga gyroradius zarah lebih kecil D. Sumber Calon termasuk galaksi radio (memancarkan pelepasan radio yang kuat); nukleus galaksi aktif yang mengandungi lubang hitam; galaksi bertabrakan. Kesemuanya mengandungi jet gas (plasma) bergerak pada kelajuan yang sangat mendekati kelajuan cahaya. Jet itu memainkan peranan gelombang kejutan yang diperlukan untuk operasi pemecut. Untuk menilai sumbangan mereka kepada intensiti sinar kosmik yang diperhatikan, seseorang mesti mengambil kira pengagihan sumber dengan jarak dari Bumi dan kehilangan tenaga zarah dalam ruang intergalaktik. Sebelum penemuan latar belakang radio kosmik, ruang intergalaksi seolah-olah "kosong" dan telus bukan sahaja untuk radiasi elektromagnet, tetapi juga untuk zarah ultrahigh-tenaga.Ketumpatan gas dalam ruang intergalaktik, menurut data astronomi, sangat kecil (10-29 g / cm3), walaupun pada jarak jauh ratusan juta tahun cahaya (1024 m) zarah tidak memenuhi nuklei atom gas. Bagaimanapun, apabila ternyata Universe dipenuhi dengan foton tenaga rendah (kira-kira 500 foton / cm3 dengan tenaga Ef ~10-3 eV), yang tersisa selepas Big Bang, menjadi jelas bahawa proton dan nukleus dengan lebih banyak tenaga E ~5·1019 eV, had Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), mesti berinteraksi dengan foton dan kehilangan lebih daripada puluhan juta tahun cahaya dalam perjalanankira-kirakebanyakan tenaga mereka. Oleh itu, majoriti Universe, yang terletak pada jarak lebih dari 107 tahun cahaya jauh dari kita, ternyata tidak boleh diakses untuk pemerhatian dalam sinaran dengan tenaga melebihi 5 · 1019 eV. Data eksperimen terkini mengenai spektrum sinar kosmik tenaga ultrahigh (pemasangan HiRes, pemerhatian Pierre Auger) mengesahkan kewujudan had tenaga ini untuk zarah-zarah yang dilihat dari Bumi.

Data eksperimen mengenai spektrum tenaga sinaran kosmik dalam pelbagai tenaga zarah utama. Untuk perwakilan padat data, keamatan bawaan fluks zarah dikalikan dengan E3. Imej: "Sains dan Kehidupan"

Seperti yang dapat dilihat, amat sukar untuk mengkaji asal-usul sinar kosmik tenaga ultrahigh: kebanyakan sinaran kosmik mungkin tenaga yang paling tinggi (di atas batas GZK) adalah begitu jauh bahawa zarah-zarah dalam perjalanan ke Bumi kehilangan tenaga yang diperolehi di sumbernya. Dan pada tenaga yang kurang daripada had GZK, sisihan zarah oleh medan magnet Galaxy masih besar, dan arah ketibaan zarah tidak mungkin menunjukkan kedudukan sumber pada sfera langit.

Dalam mencari sumber sinar kosmik tenaga ultra tinggi, mereka menggunakan analisis korelasi arah eksperimen diukur oleh zarah ketibaan dengan tenaga yang cukup tinggi – sehingga bidang Galaxy sedikit menyimpang zarah dari arah ke sumber. Pemasangan generasi sebelumnya belum lagi memberikan data meyakinkan mengenai korelasi arah ketibaan zarah-zarah dengan koordinat kelas astrophysical khusus yang ditetapkan. Data terbaru dari pemerhatian Pierre Auger boleh dilihat sebagai harapan untuk mendapatkan data tahun-tahun akan datang mengenai peranan sumber-jenis AGN dalam penciptaan zarah fluks yang sengit dengan tenaga susunan batas GZK.

Sebuah jet gas relativiti yang dikeluarkan dari galaksi elips M87.Imej: "Sains dan Kehidupan"

Menariknya, pada pemasangan AGASA, terdapat tanda-tanda kewujudan arahan "kosong" (seperti mana sumber tidak diketahui), sepanjang masa pemerhatian dua dan tiga zarah tiba. Ini menimbulkan minat yang besar di kalangan ahli fizik yang terlibat dalam kosmologi – sains asal usul dan pembangunan Alam Semesta, yang berkait rapat dengan fizik zarah-zarah asas. Ternyata dalam beberapa model struktur mikroworld dan pembangunan Universe (teori Big Bang), pemeliharaan di alam semesta moden zarah-zarah unsur supermasif dengan massa sekitar 10 diperkirakan23-1024 eV yang mana bahannya harus diisi pada tahap paling awal Big Bang. Pengedaran mereka di alam Semesta tidak begitu jelas: mereka boleh sama rata di ruang angkasa, atau "ditarik" ke kawasan-kawasan yang besar di Universe. Ciri utama mereka adalah bahawa zarah-zarah ini tidak stabil dan boleh mereput ke dalam yang lebih ringan, termasuk proton stabil, foton dan neutrino, yang memperoleh tenaga kinetik yang sangat besar – lebih daripada 1020 eV. Tempat-tempat di mana zarah-zarah tersebut dipelihara (kecacatan topologi Semesta) boleh menjadi sumber proton, foton, atau neutrinos ultrahigh-tenaga.

Seperti dalam hal sumber galaktik, kewujudan spekulator sinar kosmik ekstragalaktik tenaga ultra tinggi telah disahkan oleh data pengesan sinaran gamma, seperti teleskop HESS, yang bertujuan untuk objek extragalactic yang disebut di atas – calon untuk sumber sinar kosmik.

Spektrum tenaga gamma-quanta, diukur pada pemasangan HESS: segitiga dari sumber M87, bulatan dari Ketam. Fluks sinar gamma dengan tenaga ambang 1 TeV adalah (2.26 ± 0.08) × 10-11 lihat-2· Dengan-1. Imej: "Sains dan Kehidupan"

Antaranya, yang paling menjanjikan adalah nukleus galaksi aktif (AGN) dengan jet gas. Salah satu objek yang paling dipelajari pada pemasangan HESS ialah galaksi M87 dalam pergerakan Virgo, pada jarak 50 juta tahun cahaya dari Galaxy kita. Di tengahnya adalah lubang hitam, yang memberikan tenaga untuk proses-proses di dekatnya dan, khususnya, jet gergasi plasma milik galaksi ini. Percepatan sinaran kosmik di M87 secara langsung disahkan oleh pemerhatian sinaran gamma, spektrum tenaga foton dengan tenaga 1-10 TeV (1012-1013 eV), diperhatikan pada pemasangan HESS. Keamatan intensiti radiasi gamma dari M87 adalah kira-kira 3% daripada keamatan Ketam.Mengambil kira perbezaan jarak ke objek ini (5000 kali), ini bermakna bahawa kilauan M87 melebihi kilauan Ketam 25 juta kali!

Model pecutan zarah yang dicipta untuk objek ini menunjukkan bahawa keamatan zarah yang dipercepatkan di M87 boleh jadi sangat besar sehingga pada jarak 50 juta tahun cahaya sumbangan sumber ini akan dapat memberikan keamatan intensiti sinaran kosmik dengan tenaga melebihi 1019 eV.

Tetapi di sini adalah misteri: dalam data moden di EAS ke arah sumber ini tidak ada zarah yang berlebihan dengan tenaga sekitar 1019 eV. Akankah sumber ini nyata dalam hasil eksperimen ruang masa depan, pada tenaga semacam itu apabila sumber jauh tidak lagi menyumbang kepada peristiwa-peristiwa yang diperhatikan? Keadaan dengan rehat dalam spektrum tenaga boleh diulang lagi, misalnya, pada tenaga 2 · 1020. Tetapi kali ini sumber harus dapat dilihat dalam pengukuran arah trajektori zarah utama, kerana tenaga adalah> 2 · 1020 eV begitu besar bahawa zarah tidak boleh menyimpang dalam medan magnet galaksi.

Seperti yang kita lihat, selepas satu ratus tahun sejarah kajian sinar kosmik, kita sekali lagi menunggu penemuan baru, masa radiasi kosmik tenaga ultrahigh, sifatnya yang masih belum diketahui,tetapi boleh memainkan peranan penting dalam struktur alam semesta.

Kesusasteraan:
1) Dobrotin N.A. Sinar kosmik. – M .: Izd. Akademi Sains USSR, 1963.
2) Murzin A.S. Pengenalan kepada fizik sinar kosmik. – M .: Izd. Moscow State University, 1988.
3) Panasyuk M. I. Wanderers Universe, atau Echo of the Big Bang. – Fryazino: Vek2, 2005.
4) Rossi B. Sinar kosmik. – M .: Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Meteor relativistik // Sains di Rusia, 2001, № 4.
6) Khrenov B.A. dan Panasyuk M.I. Ruang Rasul: Jauh atau Jiran? // Alam, 2006, № 2.
7) Khrenov B.A. dan Klimov P.A. Pembukaan yang dijangkakan // Alam, 2008, № 4.


Like this post? Please share to your friends:
Tinggalkan Balasan

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