Відкрити головне меню

Космі́чні про́мені — заряджені частинки високих енергій з космічного простору. Майже 90 % від загальної кількості частинок складають протони, 9 % — ядра гелію (альфа-частинки) та близько 1 % — електрони (бета-мінус частинки). Слово «промені» в назві явища не слід сприймати буквально, оскільки частинки потрапляють в атмосферу Землі окремо, а не у вигляді напрямленого пучка частинок чи променя. Назва походить з часів відкриття явища і є більше даниною історії, аніж описом суті явища.

Наявність частинок з різними енергіями відображає розмаїття джерел цих частинок. Походження частинок варіюється від енергетичних процесів в надрах Сонця до не з'ясованих ще достатньо механізмів у найвіддаленіших куточках видимого Всесвіту. Космічні промені можуть сягати енергій вище 1020 еВ, що значно перевищує можливості теперішніх земних прискорювачів частинок, в яких можна надати частинці кінетичну енергію лише порядку 1012−1013 еВ (дивіться Космічні промені надвисоких енергій для опису реєстрації частинки з енергією близько 50 Дж, що еквівалентно тенісному м'ячу розігнаному до швидкості 42 м/с). Планується досліджувати частинки навіть з більшими енергіями.

Зміст

ІсторіяРедагувати

Існування космічних променів довів 1912 року Віктор Франц Гесс. Під час затемнення Сонця на висоту 5300 м на повітряній кулі було піднято три електрометри. Швидкість їх розрядки виявилася вчетверо більшою, ніж на поверхні. Оскільки випромінювання Сонця було усунено, Гесс зробив висновок про існування в космосі променів, які мають велику іонізаційну здатність. За ці дослідження він отримав Нобелівську премію з фізики 1936 року.

ВідкриттяРедагувати

У 1909 р. Теодор Вульф розробив електрометр - прилад для вимірювання швидкості вироблення іонів всередині герметично закритого контейнера і використовував його для показу більш високих рівнів випромінювання на вершині Ейфелевої вежі. Однак його публікація, опублікована в Physikalische Zeitschrift, не отримала широкого прийняття. У 1911 р. Доменіко Пачіні спостерігав одночасні зміни швидкості іонізації над озером, над морем та на глибині 3 метри від поверхні. Зниження радіоактивності під водою Пачіні зробив висновок, що певна частина іонізації повинна бути обумовлена ​​іншими джерелами, не враховуючи радіоактивність Землі.[1]

У 1912 році Віктор Гесс здійснив три електрометри Wulf з підвищеною точністю[2]  на висоту 5300 метрів у вільному польоті на повітряній кулі . Він виявив, що швидкість іонізації збільшилася приблизно вчетверо порівняно зі швидкістю на рівні землі.  Гесс виключив Сонце як джерело випромінювання, здійснивши підйом повітряної кулі під час майже повного затемнення. Місяць, що блокує велику частину видимого випромінювання Сонця, Гесс все ж вимірював зростаючу радіацію на зростаючих висотах.  Він зробив висновок, що результати спостережень пояснюються припущенням, що випромінювання дуже високої проникаючої сили надходить зверху в нашу атмосферу.[3]  У 1913–1914 рр. Вернер Колхорстер підтвердив більш ранні результати Віктора Гесса, вимірявши підвищену швидкість ентальпії іонізації на висоті 9 км.

Гесс отримав Нобелівську премію з фізики в 1936 році за своє відкриття.

Політ на повітряній кулі Hess відбулося 7 серпня 1912 р. За випадковим збігом, рівно через 100 років, 7 серпня 2012 року Марсіанська наукова лабораторія ровера використовувала свій Радіаційний детектор оцінки (RAD) 31 травня 2013 року вчені NASA повідомили, що можлива місія пілотів на Марс, може спричинити більший радіаційний ризик, ніж вважали раніше, виходячи з кількості енергетичного випромінювання частинок, виявленого RAD в науковій лабораторії Марса під час подорожі із Землі на Марс у 2011–2012 рр.

ІдентифікаціяРедагувати

Бруно Россі написав, що:

В кінці 1920-х - на початку 1930-х років техніка самозапису електроскопів, проведених повітряними кульками у найвищі шари атмосфери або затонула на великі глибини під водою, була доведена до безпрецедентного рівня досконалості німецьким фізиком Еріхом Регенером та його групою. Цим вченим ми зобов’язані деякі найточніші вимірювання, які коли-небудь проводилися іонізацією космічних променів, як функція висоти та глибини.

У 1931 р. Ернест Резерфорд заявив, що "завдяки точним експериментам професора Мілікана та ще більш далекосяжним експериментам професора Регенера ми вперше отримали криву поглинання цих випромінювань у воді, на яку ми можемо сміливо покладатися".

У 1920-х роках термін космічні промені був придуманий Робертом Мілліканом, який здійснив вимірювання іонізації завдяки космічним променям від глибин під водою до великих висот, по всьому світу. Мілілік вважав, що його вимірювання доводять, що первинні космічні промені - це гамма-промені, тобто енергетичні фотони. І він запропонував теорію про те, що вони утворюються в міжзоряному просторі як побічні продукти синтезу атомів водню в більш важкі елементи, а вторинні електрони утворюються в атмосфері шляхом розсіювання Комптона, розсіюванням гамма-променів. Але потім, пропливаючи з Яви до Нідерландів у 1927 році, Джейкоб Клей знайшов докази пізніше підтверджено в багатьох експериментах, що інтенсивність космічних променів зростає від тропіків до середніх широт, що вказувало на те, що первинні космічні промені відхиляються геомагнітним полем і тому повинні бути зарядженими частинками, а не фотонами

У 1930 році Бруно Россі передбачив різницю між інтенсивністю космічних променів, що надходять зі сходу і заходу, що залежить від заряду первинних частинок - так званий "ефект схід-захід".  Три незалежні експерименти  виявили, що інтенсивність насправді більша із заходу. Протягом 1930 - 1945 рр. різноманітні дослідження підтвердили, що первинними космічними променями є переважно протони, а вторинне випромінювання, яке утворюється в атмосфері, - це насамперед електрони, фотони та мюони. У 1948 р. Спостереження за ядерними емульсіями, перенесеними повітряними кулями до верхньої частини атмосфери, показали, що приблизно 10% первинних ядер складають ядра гелію ( альфа-частинки ), а 1% - важчі ядра елементів, таких як вуглець, залізо та свинець.

Під час випробування свого обладнання для вимірювання ефекту схід-захід Россі зауважив, що швидкість майже одночасних скидів двох широко відокремлених лічильників Гейгера перевищує очікувану випадкову швидкість. У своєму звіті про експеримент Россі писав, "... здається, що раз у раз записувальне обладнання вражає дуже великі потоки часток, що викликає збіги між лічильниками, навіть розміщеними на великих відстанях один від одного".  У 1937 році П’єр Оже, не знаючи попереднього звіту Россі, виявив те саме явище і детально дослідив його. Він зробив висновок, що первинні частинки космічних променів високої енергії взаємодіють з ядрами повітря, що знаходяться високо в атмосфері, ініціюючи каскад вторинних взаємодій, які в кінцевому підсумку дають злив електронів і фотонів, які досягають рівня Землі.

Радянський фізик Сергій Вернов вперше застосував радіосони для виконання зчитування космічних променів інструментом, перенесеним на висоту на повітряній кулі. 1 квітня 1935 р. він здійснив вимірювання на висоті до 13,6 кілометрів, використовуючи пару лічильників Гейгера в ланцюзі проти збігу, щоб уникнути підрахунку вторинних променевих потоків.

Хомі Дж. Бхабха отримав вираз для ймовірності розсіяння позитронів електронами - процес, відомий зараз як розсіювання Бхабхи . Його класичний документ спільно з Уолтером Хайтлером , опублікований у 1937 р., описував , як первинні космічні промені з космосу взаємодіють з верхньою атмосферою, утворюючи частинки, що спостерігаються на рівні Землі.

Розподіл енергіїРедагувати

Вимірювання енергетичних напрямків і напрямків надходження первинних космічних променів надвисокої енергії методами відбору проб густини та швидкого хронометражу вперше були проведені в 1954 році членами Космічної промінь групи Россі в Массачусетському технологічному інституті.  В експерименті було використано одинадцять сцинтиляційних детекторів, розташованих у колі діаметром 460 метрів на майданчику станції Агассіс в обсерваторії Гарвардського коледжу . З цієї роботи та багатьох інших експериментів, проведених у всьому світі, зараз відомо, що енергетичний спектр первинних космічних променів виходить за межі 10 20 eV. Наразі величезний експеримент проводиться на майданчику в пампасах Аргентини міжнародним консорціумом фізиків. Проект був першим у чолі з Джеймсом Кронін, переможець 1980 Нобелівської премії з фізики з університету Чикаго, і Алан Уотсон з Університету Лідса, а пізніше іншими вченими міжнародного рівня - П'єром Оже. Їх мета - дослідити властивості та напрямки прибуття первинних космічних променів найвищої енергії.  Очікується, що результати матимуть важливе значення для фізики частинок та космології через теорію Грейзен-Зацепін-Кузьмін, яка обмежує енергію космічних променів на великі відстані (близько 160 мільйонів світлових років), що виникає вище 10 20  еВ через взаємодію із залишковими фотонами. В даний час обсерваторія П'єра Оже проходить модернізацію, щоб підвищити її точність і знайти докази для ще не підтвердженого походження найбільш енергетичних космічних променів.

Високоенергетичні гамма-промені (>50 МеВ) були нарешті виявлені в первинному космічному випромінюванні експериментом MIT, проведеним на супутнику OSO-3 в 1967 р.  Компоненти як галактичного, так і позагалактичного походження були окремо визначені за інтенсивністю значно менше 1% первинно заряджених частинок. З того часу численні супутникові обсерваторії гамма-променів склали карту неба гамма-променів. Найновішою є обсерваторія Фермі, яка створила карту, що показує вузьку смугу інтенсивності гамма-променів, що виробляється в дискретних та дифузних джерелах нашої галактики, та численні точкоподібні позагалактичні джерела, розподілені по небесній сфері.

Методи виявленняРедагувати

 
Масив ВЕРІТАС повітряного Черенковского телескопа.

В даний час використовуються, кілька наземних методів реєстрації космічних променів. Перший метод виявлення називається повітряним телескопом Черенкова, призначений для виявлення низько енергетичних (<200 ГеВ) космічних променів за допомогою аналізу їх Черенковського випромінювання, який передбачає дослідження гамма-променів, що випромінювались з швидкістю більшою ніж швидкість світла у їх середній атмосфері. У той же час, ці телескопи надзвичайно добре розрізняють фонове випромінювання і космічні промені. Їхнім недоліком є те, що вони можуть функціонувати тільки в ясні ночі, коли не світить Місяць, і мають дуже невеликі поля зору і активні тільки протягом декількох відсотків часу. Інший телескоп Черенкова використовує воду як середовище, через яку частинки проходять і виробляють випромінювання.

 
Порівняння доз радіації — включає в себе виявлену під час подорожі від Землі до Марса по RAD в MSL (2011—2013).

Широкі атмосферні зливи (ШАЗ), другий метод виявлення, вимірювання заряджених частинок, які проходять через них. Детектування ШАЗ дозволяє вимірювати значно вищі енергетичні космічні промені, ніж повітряні черенковсковські телескопи, і в них можна спостерігати широку ділянку неба, і може бути активним близько 90 % часу. Тим не менш, вони меншою мірою здатні відокремити фонові ефекти від космічних променів. Детектори ШАЗ використовують пластикові сцинтилятори для того, щоб виявити частинки. Інший метод був розроблений Робертом Флейшер, Бурфордом Прайсом, і Робертом М. Вокер для використання у висотних аеростатах. У цьому методі, листи прозорого пластику, такі як 0,25 мм полікарбонату, які складені разом і піддаються безпосередньо впливу космічних променів в просторі або на великій висоті. У верхній частині стеку ширина іонізації менша, через високу швидкість космічних променів. Космічна швидкість променя зменшується через уповільнення в стеку, іонізація зростає уздовж шляху. Отримані листи пластику «травлення» або повільно розчинюють в теплому розчині каустичної соди їдкого натрію, який видаляє матеріал поверхні з повільною, відомою швидкістю. Каустична сода гідроксиду натрію розчиняє пластик більш швидкими темпами по шляху іонізації. Кінцевим результатом є конічне травлення ями в пластиці. Ямки травлення вимірюється під мікроскопом високої роздільності (зазвичай 1600X), а швидкість травлення у вигляді функції від глибини в шаруватої пластмаси. Цей метод дає унікальну криву для кожного атомного ядра від 1 до 92, що дозволяє ідентифікувати, як плату та енергії космічних променів, який проходить через пластиковий стек. Чим ширший конус іонізації уздовж шляху, тим вищий елемент. На додаток до цього використання для виявлення космічних променів, метод також використовується для виявлення ядер, створених як продукти ядерного ділення.


Пряме виявленняРедагувати

Пряме виявлення можливе за допомогою всіх видів детекторів частинок на МКС , на супутниках або на висотних кулях. Однак існують обмеження у вазі та розмірах, що обмежують вибір детекторів.

Прикладом методики прямого виявлення є метод, розроблений Робертом Флейшером, П. Буфордом Прайсом та Робертом М. Уокером для використання у висотних, повітряних кулях. Аркуші прозорого пластику, товщиною 0,25  мм, з полікарбонату Лексану , укладаються між собою та піддаються впливу космічних променів у просторі чи на висоті. Ядерний заряд викликає розрив хімічного зв’язку або іонізацію в пластиці. У верхній частині пластикового стека іонізація менша, через високу космічну швидкість проміння. У міру зменшення швидкості космічного проміння, через уповільнення, іонізація зростає .Отримані пластикові листи повільно розчиняються в теплому розчині гідроксиду натрію , який видаляє поверхневий матеріал повільною. Каустичний гідроксид натрію швидше розчиняє пластик. Отриманий результат - конічна яма. Травильні ями вимірюють під потужним мікроскопом, а швидкість розчеплення будується як функція глибини укладеного пластику.

Ця методика дає унікальну криву для кожного атомного ядра від 1 до 92, що дозволяє ідентифікувати як заряд, так і енергію космічного променя, який проходить пластиковий стек. Чим більша іонізація, тим вищий заряд. Методика також використовується для виявлення ядер, створених як продукти ядерного поділу .

Непряме виявленняРедагувати

Наразі існує декілька наземних методів виявлення космічних променів, які можна розділити на дві основні категорії: виявлення вторинних частинок, що утворюють широкі повітряні потоки (EAS) різними типами детекторів частинок, та виявлення випромінюваних електромагнітних випромінювань EAS в атмосфері.

Широкі повітряні душові масиви з детекторів частинок вимірюють заряджені частинки, які проходять через них. Масиви EAS можуть спостерігати широку область неба і можуть бути активними більше 90% часу. Однак вони менш здатні відокремити фонові ефекти від космічних променів, ніж можуть випромінювати телескопи Черенкова. Більшість сучасних масивів EAS використовують пластикові сцинтилятори . Також вода використовується як середовище виявлення, через яке проходять частинки і спричиняють випромінювання Черенкова, виявити їх. Використовують детектори води / льоду-Черенкова як альтернативу або як додаток до сцинтиляторів. У поєднанні декількох детекторів, EAS мають можливість відрізняти мюони від більш легких вторинних частинок (фотонів, електронів, позитронів).

Історичний метод виявлення вторинних частинок, що все ще використовується для демонстраційних цілей, передбачає використання хмарних камер  для виявлення вторинних мюонів, створених при розпаді піону. Хмарні камери, зокрема, можуть бути побудовані з широко доступних матеріалів і можуть бути побудовані навіть у лабораторії середньої школи. П'ятий метод, за участю камер бульбашок , може бути використаний для виявлення космічних променів.

Перший метод виявлення другої категорії називається повітряним телескопом Черенкова, призначеним для виявлення низько енергетичних (<200 ГеВ) космічних променів за допомогою аналізу їх випромінювання Черенкова , що до космічних променів - це гамма-промені, що випромінюються, коли вони рухаються швидше, ніж швидкість світла в їх середовищі.  Хоча ці телескопи надзвичайно добре розрізняють фонове випромінювання та походження космічних променів, вони можуть добре функціонувати лише в ясні ночі, мають дуже малі поля зору і активні лише на кілька відсотків того часу.

Другий метод виявляє світло від азотної флуоресценції, викликаної збудженням азоту в атмосферу зливом частинок, що рухаються по атмосфері. Цей метод є найбільш точним для космічних променів з найвищими енергіями, зокрема, у поєднанні з EAS-масивами детекторів частинок. Цей метод обмежується ясними ночами.

Інший метод виявляє радіохвилі, випромінювані повітряними душами. Цей прийом має високий робочий цикл, подібний до детекторів частинок. Точність цієї методики була покращена в останні роки, як показали різні дослідницькі прототипи, і може стати альтернативою виявленню атмосферного Черенковського світла та флуоресцентного світла, принаймні при великих енергіях.

СкладРедагувати

 
Енергетичний спектр космічних променів.

Можна виділити дві великі категорії космічних променів: первинні та вторинні. Космічні промені від позасонячних астрофізичних джерел є первинними космічними променями; вони можуть взаємодіяти з матерією міжзоряного середовища і утворювати вторинні космічні промені. Сонце також продукує космічні промені невисоких енергій переважно під час сонячних спалахів. Точний склад первинних космічних променів, поза атмосферою Землі, залежить від діапазону спостережуваного енергетичного спектру. Загалом, майже 90 % всіх космічних променів, що надходять складають протони, близько 9 % ядра гелію (альфа-частинки) та майже 1 % — електрони. Залишок складають інші важчі ядра, які є продуктами зоряних реакцій ядерного синтезу. Вторинні космічні промені складаються з легких ядер, які не є продуктами життєдіяльності зір, але є результатом Великого Вибуху, це переважно літій, берилій та бор. Цих легких ядер значно більший вміст в космічних променях (співвідношення приблизно 1:100 частинок), а ніж в сонячній атмосфері, де їхній вміст становить близько 10−7 вмісту ядер гелію.

Ці відмінності у вмісті є наслідком процесів формування вторинних космічних променів. При взаємодії важких ядер первинних космічних променів, наприклад, ядер карбону та оксигену, з матерією міжзоряного середовища, вони розпадаються на легші ядра (в так званому процесі розпаду космічних променів), літій, берилій та бор. Спостереження вказують на те, що енергетичні спектри літію, берилію та бору спадають дещо крутіше, а ніж спектри карбону та кисню, що вказує на те, що розпад ядер з більшою енергією трапляється рідше, імовірно внаслідок їхнього виходу з-під дії галактичного магнітного поля. Розпад впливає також і на вміст Sc, Ti, V та Mn в космічних променях, які продукуються зіткненнями ядер феруму та нікелю з матерією міжзоряного середовища.

В минулому, вважалось, що космічні промені зберігають свій потік сталим. Недавні ж дослідження надали докази 1,5-2 тисячолітніх змін в потоці космічних променів протягом останніх сорока тисяч років.

Якщо мати на увазі весь енергетичний діапазон, в якому спостерігаються космічні промені, то безумовно, слід визнати, що завершена теорія цього питання відсутня. Навіть в відношенні походження Галактичних Космічних Променів навряд чи в наш час можна претендувати на більше, ніж створення розумних моделей які б пояснювали найбільш суттєві факти. До таких слід віднести в першу чергу, величину густини енергії космічних променів ~10-12 ерг/см3, а також степеневу форму енергетичного спектру, яка не зазнає яких-небудь різких змін аж до енергії ~3·1015 еВ, де показник диференціального енергетичного спектру всіх частинок міняється з -2.7 на -3.1. Вимоги до енергетичної потужності джерел, генеруючих космічні промені, досить високі, так що звичайні зорі Галактики не можуть їм задовольняти. Однак така потужність може бути отримана внаслідок вибуху наднової. Якщо під час вибуху виділяється енергія ~1051 ерг, а вибухи відбуваються з частотою 1 раз в 30-100 років, то потужність, яка генерується при вибухах наднових, складає ~1042 ерг/см3 і для забезпечення необхідної потужності космічних променів достатньо лиш декількох процентів енергії спалаху. Питання про формування спостережного енергетичного спектра космічних променів далеко не тривіальний. Необхідно передати макроскопічну енергію намагніченої плазми (оболонки наднової яка розширяється) індивідуальним зарядженим частинкам, забезпечуючи при цьому такий розподіл енергії, який суттєвим образом відрізняється від теплового. Найбільш вірогідним механізмом прискорення космічних променів до енергії ~1015 еВ, а, можливо і вище, представляється наступник. Рух скинутої при вибусі оболонки породжує в оточуючому міжзоряному середовищі ударну хвилю. Диффузійний розподіл заряджений частинок, захоплених в процес прискорення, дозволяє їм багатократно перетинати фронт ударної хвилі. Кожна пара послідовних перетинів збільшує енергію частинки пропорційно вже досягнутій енергії (механізм, запропонований Фермі), що і призводить до пришвидшення космічних променів. По мірі збільшення числа перетинів фронту ударної хвилі росте і вірогідність покинути область прискорення, так що кількість частинок падає по мірі росту енергії приблизно степеневим чином. Прискорення виявляється досить ефективним, а спектр пришвидшених частинок жорстким ~Е−2 аж до ~Еmax — максимально допустимій енергії пришвидшених частинок. Ранні припущення про походження космічних променів датуються 1934 роком, коли Фріц Цвіккі та Вальтер Бааде запропонували ідею виникнення космічних променів, як результат процесів у наднових.[4] А у 1948 році, Хорес Бебкок припустив, що змінні магнітні зорі теж можуть бути джерелом космічних променів.[5] Згодом, Й. Секідо та ін., ідентифікували Крабоподібну туманність як джерело космічних променів.[6] З тих пір, почала з'являтись велика кількість різноманітних потенційних джерел космічних променів, в тому числі наднові, активні ядра галактик, квазари та гамма-спалахи.[7] Наступні експерименти допомогли визначити джерела космічних променів з більшою достовірністю. У 2009 році, у статті представленій вченими з обсерваторії П'єра Оже на Міжнародній Конференції Космічних Променів, було показано, що космічні промені надвисоких енергій зароджуються в області неба, дуже близькій до радіогалактики Кентавр А, хоча автори спеціально зазначили, що для безумовного підтвердження Кентавр А, як джерела космічних променів, необхідні подальші дослідження.[8] Однак не було знайдено ніякої кореляції між частотою гамма-спалахів і космічними променями, в результаті чого, авторам довелося встановити нижню межу енергії космічних променів з гамма-спалахів до 3,4 × 10−6 ерг см−2, на потік від 1 Гев до 1 Тев.[9] У 2009 році наднові, як заявили дослідники, були скуті відкриттям зробленим групою вчених з використанням даних з Дуже Великого Телескопа.[10] Однак, цей аналіз був спростований даними з телескопу PAMELA, які продемонстрували що «спектральні форми (ядер водню і гелію) різні, і не можуть достовірно описуватись єдиним законом», що в свою чергу передбачає більш складний процес утворення космічних променів.[11] Проте, у лютому 2013, спостереження нейтрального розпаду піонів на основі аналізу даних з телескопу Fermi, показали що наднові дійсно були джерелом космічних променів, причому кожен вибух продукує приблизно 3 × 1042 — 3 × 1043 Дж космічних променів. Однак наднові не вирішують повністю питання про походження космічних променів, і навіть питання про їхній внесок у загальну кількість космічних променів, не може бути вирішене без подальших досліджень в цьому напрямку.[12]

Взаємодія космічних променів з земною атмосфероюРедагувати

Властивість атмосфери поглинати космічні промені була виявлена ще в перших експериментах В. Гесса. Попадаючи в атмосферу Землі, космічні промені (в основному протони і ядра більш тяжких елементів ніж водень) відчувають зіткнення з її атомами і молекулами. В результаті відбувається розщеплення ядер і утворення численних вторинних частинок. Середня відстань, яку встигає пройти протон в атмосфері, відповідає приблизно 1/13 частині її товщини. Це означає, що він може неодноразово вступати в процеси взаємодії з ядрами повітря, перш ніж остаточно загинути. Звідси випливає, що на менших висотах поблизу Землі, або інакше кажучи на «великих глибинах» в атмосфері існує лиш вторинна компонента космічних променів. Склад вторинної компоненти обумовлений фізичними процесами взаємодії первинної частинки з ядрами атмосфери. Цей процес називається каскадним. В початковому акті взаємодії основну роль грають елементарні частинки — народжуються піони або π-мезони, серед яких є нейтральні π0 і заряджені π±. Взаємодіючи з ядрами повітря, заряджені π± мезони генерують нові зливи до тих пір, поки їх енергія не знизиться до 109 еВ. В першому акті взаємодії зазвичай народжується більш ніж 50 нових частинок. В результаті розпаду π± мезонів утворюються мюони і нейтрино. В складі вторинного випромінювання присутні нейтрони. Ця частина каскаду носить назву адронної зливи. Нейтральні мезони (π0) — їх приблизно одна третя — розпадаються на гамма-кванти, які в кулонівському полі ядер народжують електрони і позитрони. Тормозне випромінювання електрон-позитронної пари призводить до появи низькоенергетичних гамма-квантів — фотонів. Ця злива називається електромагнітною. Адронна злива сама виробляє нейтральні піони, тим самим забезпечуючи додатковий вклад в електромагнітний каскад. На рівні моря залишається не більш ніж 1 % від їх початкового потоку первинних частинок. Поряд з зарядженими частинками в атмосферу можуть потрапляти космічні гамма-кванти високих енергій. В цьому випадку злива частинок буде чисто електромагнітною. Вторинні заряджені частинки — електрони і позитрони, народженні в каскадному процесі, можуть створювати черенковське і флюоресцентне світіння атмосфери. Процес утворення нових частинок носить лавиноподібний характер до тих пір, поки конкурентні потоки енергії не стануть домінувати. На деякій висоті над Землею формується максимум числа частинок зливи. Число частинок в зливі величезне: в максимумі воно пропорційне енергії первинної частинки і може досягати ~109 частинок. Потік галактичних космічних променів, які бомбардують Землю, приблизно ізотропний і постійний в часі, складає ~1 частинка/см2с (до входження в земну атмосферу). Густина енергії галактичних космічних променів ~1 еВ/см3, що порівняно з сумарною енергією електромагнітного випромінювання зірок, теплового руху міжзоряного газу і галактичного магнітного поля. Таким чином, галактичні промені — важливий компонент Галактики. В результаті взаємодії з ядрами атмосфери, первинні космічні промені (в основному протони) створюють велику кількість вторинних частинок — піонів, протонів, нейтронів, мюонів, електронів, позитронів і фотонів. Таким чином, замість однієї первинної частинки виникає велика кількість вторинних частинок, які діляться на адронну, мюонну і електронно-фотонну компоненти. Такий каскад покриває велику територію і називається широкою атмосферною зливою. В одному акті взаємодії, протон зазвичай втрачає ~50 % своєї енергії, а в результаті взаємодії виникають в основному піони. Кожна наступна взаємодія первинної частинки додає в каскад нові адрони, які летять переважно в напрямку первинної частинки, утворюючи адронний кор зливи. Утворенні піони можуть взаємодіяти з ядрами атмосфери, а можуть розпадатись, формуючи мюонну і електронно-фотонну компоненту зливи. Адронна компонента до поверхні Землі практично не доходить, перетворюючись в мюони, нейтрино і гамма-кванти в результаті розпадів.

π0 → 2γ ,
π+(або K+) → μ+ + ʊμ,
π-(або K-) → μ- + ʊ̃μ,
K+,–,0 → 2π,
μ+ → e+ + ʊe + ʊ̃μ,
μ → e + ʊ̃e + ʊμ.

Утворені при розпаді нейтральних піонів гамма-кванти породжують електрон-позитронні пари і гамма-кванти наступних поколінь. Заряджені лептони втрачають енергію на іонізацію і радіаційне тормозіння. Поверхні Землі в основному досягають релятивістські мюони. Електронно-фотонна компонента поглинається сильніше. Один протон з енергією > 1014 еВ може створити 106 — 109 вторинних частинок. На поверхні Землі адронні зливи концентруються в області порядку декількох метрів, електрон-фотонна компонента — в області ~100 м, мюонна — декількох сотень метрів. Потік космічних променів на рівні моря приблизно в 100 раз менший потоку первинних космічних променів.

Космічні промені на земній поверхніРедагувати

Космічні промені відхиляються в магнітному полі Землі. Їхня інтенсивність залежить від широти. Особливо цей ефект проявляється в екваторіальних областях, де магнітне поле перешкоджає проникненню космічних променів набагато більше, ніж біля полюсів. Крім того, позитивно заряджені частинки відхиляються на схід, а негативно заряджені частинки відхиляються на захід.

Інтенсивність космічних променів зростає із збільшенням висоти, досягаючи максимуму приблизно на висоті 20-25 км. За межами земної атмосфери існують області із підвищеною інтенсивністю космічних променів, що називаються радіаційними поясами Ван Аллена.

Поширення космічних променів у ГалактиціРедагувати

Космічні промені не поширюються по прямій, а дифундують в магнітних полях Галактики. Експериментально спостережене відношення потоків легких і середніх ядер складає (для ядер з енергією більше 2.5 ГеВ/нуклон) NL/NM=0.3±0.05, тоді як відповідна величина для зір складає 10−6. Отже, космічні промені екстремально збагачені легкими ядрами, і раз цих ядер практично немає в джерелах, вони з'являються в результаті взаємодії більш важких ядер. Для того, що б це відбувалось, потрібно, як показують оцінки, пройти в міжзоряному середовищі кількість речовини рівну xg=5~10 г/см2. Цю величину слід співставити з кількістю речовини Галактики, яке проходить по прямій xog=ρ·RG≈0.01 г/см2. Відношення xg до xog ≈ 103, що і означає необхідність дифузії. При енергії в декілька ГеВ на нуклон, час життя космічних променів складає ≈ 3.107 років і потім спадає. Крім того, оскільки Сонячна система знаходиться на периферії Галактики, то при відсутності дифузії (або слабкій дифузії), потік з центру Галактики міг би помітно перевищувати потік з протилежного напрямку. Але дані по анізотропії потоку з протилежного напрямку свідчать про те, що величина анізотропії аж до енергій 1014 еВ залишається малою (<10−3), що дає ще один аргумент в користь наявності дифузії. Дифузія в магнітному полі має не скалярний, а тензорний характер.

Джерела космічних променівРедагувати

У 1934 році, Бааде та Цвіккі запропонували в якості джерел космічних променів наднові зорі. Таке припущення підкріплювалося розрахунками із наближенням, де частинки мають середню енергію у 0.1 енергії спокою, середня концентрація наднових у Галактиці відповідає одній на 106 світлових років (по концентрації туманностей), а також середня частота появ наднових складає близько однієї на 1000 років. В результаті, потік виходив від 0.8×10-3 ерг/(см²c) до 8×10-3 ерг/(см²c), тоді як спостереження показували ~3.3×10-3 ерг/(см²c).[13] Це був результат, що задовольняв в цілому, однак ніяких подальших теоретичних підтверджень він не отримав у наступні 70 років.

Першим механізм прискорення частинок в ударній хвилі був запропонований Жакко Вінком у 2004 році. Він оснований на спостереженнях за залишком наднової, відомої як Кассіопея А і названий "прискоренням на фронті ударної хвилі". Протони розсіюються на магнітних полях, що переносять фронти ударних хвиль. Через хаотичні направленість і напруженість магнітного поля кут розсіювання сильно змінний у часі, і тому при розсіюванні у магнітному полі внутрішнього ударного фронту протон може прискорюватися. На зовнішньому фронті хвилі його може розсіяти назад, щоб прискорити його на внутрішньому фронті знову. За допомогою цього механізму заряджені частинки можуть бути прискорені до енергій спостережних космічних променів. Механізм активно використовується і досі як основний для пояснення утворення космічних променів у наднових, а також у активних ядрах галактик. [14]

У 2009 році на основі спостережень на Дуже великому телескопі групою вчених на чолі із Евелін Хелдер була створена модель прискорення частинок при вибухах наднових. Така модель була основана на спостереженнях за залишком наднової RCW 86. Зоря вибухнула на відстані приблизно 8200 світлових років у 185 році нашої ери, записи про неї були зроблені китайськими астрономами. Вчені вимірювали температуру та швидкість руху газу за ударною хвилею, створеною вибухом зірки. Вони виявили, що газ при 30 мільйонів К був мав значно меншу швидкість, ніж можна було б очікувати, враховуючи швидкість ударної хвилі. Був зроблений висновок, що замість того, щоб нагрівати газ, частина енергії наднової спрямовувалася на прискорення частинок до релятивістських швидкостей. [15]

У 2013 році, аналіз даних з телескопу Фермі зі спостережень залишків наднових IC 433 і W44 показав, що частина енергії дійсно йде на розгін частинок, причому кожний вибух наднової спричинює до 3×1043 Дж космічних променів, що складає близько 0.1% від загальної енергії спалаху. Були помічені характерні особливості гамма-спектру, що вказували на розпад піона, який, у свою чергу, вказує на високоенергетичні космічні промені. [16][17]

Активним джерелом космічних променів також є Сонце. Енергія таких частинок варіюється від кількох кеВ до ГеВ, тоді як найбільш потужний космічний промінь[18] мав енергію порядку 1020 еВ, що вище на 11 порядків. З іншого боку, потік їх значно вищий, так як джерело (Сонце) знаходиться набагато ближче всіх інших джерел. Вважається, що на Сонці такі частинки генеруються при сонячних спалахах.

Серед інших джерел космічних променів пропонують також нейтронні зорі. У молодих нейтронних зорях із періодами обертання <10 мс діють магнітогідродинамічні сили, як у квазінейтральної рідини із надпровідної плазми із протонів та електронів, що перебувають у нейтронній речовині, можуть прискорювати ядра заліза до швидкостей космчіних променів надвисоких енергій. Магнітне поле, що утворюється надтекучою нейтронною рідиною при швидкому обертанні, напруженістю 108–1011Тл. Така нейтронна зоря класифікується як магнітар. Це магнітне поле є найпотужнішим у спостережуваному Всесвіті і створює релятивістський зоряний вітер, який, як вважається, прискорює ядра заліза, що залишилися від наднової, до необхідної енергії. Це підтверджується спостереженням у 2019 році космічних променів із енергіями >100 ТеВ у Крабоподібної туманності, де знаходиться молодий пульсар з періодом обертання 33 мс.

Також розглядаються активні ядра галактик (АЯГ) в якості прискорювачів частинок. Механізм пропонується схожий, що і запропонував Вінк для спалахів наднових - прискорення частинок у магнітному полі в ударній хвилі. Результати спостережень на обсерваторії П'єра Оже показують, що напрямки прильоту космічних променів надвисокої енергії співвідносяться із розташуваннями активних галактичних ядер. ДІйсно, висока кореляція спостерігалася в роботі 2007 року [19] між розташуваннями АЯГ і 27-ма найпотужнішими космічними променями, зареєстрованих в період між 2004 і 2007 роками. Однак, оскільки використовувана кутова кореляційна шкала досить велика (3,1 градуси), ці результати не однозначно визначають походження таких частинок. АЯГ, тим не менш, можуть бути тісно пов'язаними з фактичними джерелами.

Проекти по дослідженню космічних променівРедагувати

НаземніРедагувати

H.E.S.S.Редагувати

Докладніше: H.E.S.S.

H.E.S.S. (від англ. High Energy Stereoscopic System) — система черенковських телескопів, що призначена для вивчення γ-випромінювання в діапазоні енергій від 100 ГеВ до 100 ТеВ. Названа так на честь нобелівського лауреата з фізики Віктора Гесса, який відкрив космічні промені. Інструмент дозволяє вченим досліджувати γ-джерела, потік від яких у тисячі разів слабший потоку від Крабовидної Туманності (найяскравішого постійного джерела гамма-випромінювання на небі). H.E.S.S. знаходиться у Намібії біля гори Гамсберг, у місцевості, добре відомій своїм гарним астрокліматом. Перший з чотирьх телескопів був введений в експлуатацію влітку 2002 року. Всі чотири задіяні у грудні 2003 року; офіційне відкриття — 28 вересня 2004 року.

Детектування гамма-променів високих енергій за допомогою телескопа H.E.S.S. , базується на спостереженні черенковського випромінювання в атмосфері.

  • Високоенергетичний гамма-фотон потрапляє в атмосферу і генерує зливу вторинних частинок. Кількість частинок досягає максимуму на висоті близько 10 км. Утворені частинки мають значну енергію і рухаються з швидкістю більшою за швидкість світла в повітрі, внаслідок чого випромінюють слабке блакитне світло. Черенковське випромінювання зосереджено у конусі і освітлює на поверхні землі ділянку близько 250 метрів в діаметрі. Наприклад, для фотону з енергією 1 ТеВ на поверхні реєструється близько 100 фотонів видимого світла на м².
  • Отримане зображення дає трек атмосферної зливи, який вказує на космічне джерело, від якого прийшов гамма-фотон. Кілька телескопів дають змогу відтворити просторову геометрію явища.
Характеристики системиРедагувати

H.E.S.S. — стереоскопічна система, в якій кілька телескопів спостерігають одну й ту ж ділянку неба.

МонтуванняРедагувати
  • Головні чотири телескопи (Етап I) розташовані у квадраті зі стороною 120 метрів. Таке розташування телескопів є гарним компромісом між великою базою та бажанням щоб 2 або більше телескопів потрапляли під широку атмосферну зливу.
  • Телескопи використовують альт-азимутальне монтування. Максимальна швидкість повороту системи 100 градусів на хвилину.
  • Діагональ квадрата спрямована в напрямку північ-південь.

ДзеркалоРедагувати

  • Дзеркало з міркувань економії сегментоване на 382 частини по 60 см кожна.
  • Виготовлено з алюмінованого скла.
  • Має фокальну довжину 15 метрів.
  • Загальна площа кожного з чотирьох дзеркал — 108 м².
  • Відбивна здатність >80 % (300—600 нм).
  • Орієнтація кожного сегменту налаштовується двома сервоприводами.

На Етапі II передбачено розташування єдиного великого дзеркала (~ 600 м²) у центрі квадрата.

КамераРедагувати

Особливості спостережуваного об'єкта вимагають від камери: малого розміру пікселя для розділення деталей зображення; широкого поля зору для спостереження протяжних об'єктів; системи, що відкидає фонове випромінювання.

  • Розмір камери: 1,6 метрів в діаметрі, вага ~ 800 кг.
  • Поле зору 50.
  • Система з 960 детекторів — мікроканальні трубки.
Система збігівРедагувати

H.E.S.S. здійснює просторове відтворення атмосферної зливи для визначення її положення в просторі, тип і енергію частинки, що породила зливу. Тому записуються лише ті зливи, що спотерігаються як мінімум на двох телескопах. Система збігів отримує сигнали від кожного із телескопів і здійснює пошук відповідностей, аналізуючи затримки в сигналі від різних телескопів, які пов'язані з їхнім положенням.

Накопичення данихРедагувати

Система накопичення даних (DAQ — Data Acquisition System) здійснює збір та об'єднання даних з різних телескопів та систем моніторингу. Крім того вона здійснює первинний аналіз.

  • Дані з різних телескопів йдуть через 100 Mb Ethernet лінію до системи процесорів.
  • Система процесорів: 16 двоядерних Pentium 800 MHz процесорів без локальних дисків. Тут дані з різних телескопів комбінуються у повну подію, що після аналізу зберігається на локальних дисках.

досягнення проектуРедагувати

Основна мета проекту H.E.S.S. — дослідження генерації і поширення високоенергетичних частинок у Всесвіті, тобто дослідження не теплового випромінювання Всесвіту. Не теплове випромінювання генерує багато різноманітних джеел. H.E.S.S. вже знайшов низку нових джерел:

Основна мета таких інструментів як H.E.S.S. — знайти значну кількість джерел кожного типу для розумного розділення на джерел класи та класифікацію механізмів прискорення.

MAGICРедагувати

Докладніше: MAGIC

MAGIC (англ. Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope) — наразі це система з двох наземних черенковських телескопів, що належать обсерваторії Рок де лос Мучачос на острові Ла-Пальма. Призначені для реєстрації черенковського випромінювання від злив частинок, породжених гамма-променями високих енергій (25 ГеВ — 30 ТеВ). Розташовані на висоті 2200 м над рівнем моря — в ідеальних умовах для оптичних спостережень, які, отже, обмежуються головним чином місячними ночами. В околі 2500 метрів від телескопів MAGIC розташовані такі відомі оптичні телескопи як Telescopio Nazionale Galileo та один з найбільших оптичних телескопів Gran Telescopio Canarias. MAGIC — це найбільші у світі телескопи свого типу. MAGIC-I розпочав свою роботу у 2004 році, він має діаметр фокусуючої поверхні 17 метрів (площа поверхні 236 м²). MAGIC-II, що розташований на відстані 85 метрів від «брата-близнюка», побачив перше світло наваесні 2009 і з вересня цього ж року розпочалися стереоскопічні спостереження одночасно двома телескопами . Проект MAGIC є технологічним продовженням експерименту HEGRA, який мав 5 телескопів однакового типу, щоправда меншого розміру (8.5 м).

Характеристики телескопаРедагувати

Характеристики обох телескопів подібні, MAGIC-II має кращі фотопомножувачі, більш піксельну камеру та дешевшу і компактнішу систему зчитування. Телескопи у своїй комплектації мають:

Маса повністю укомплектованого телескопа становить 40 тонн. Час наведення на будь-яку ділянку неба до 40 секунд.

Астрофізичні цілі експериментуРедагувати

  • Блазари (BL Lac) — дослідження об'єктів EGRET, а також відкриття нових джерел, Активних Галактичних Ядер.
  • Космологія — вимірювання фону в близькому інфрачервоному діапазоні ( поглинання).
  •  — Пульсари.
  • Залишки наднових.
  • Космічні промені — генерація та прискорення.
  • Високоенергетичні гамма-спалахи (завдяки можливості швидкого наведення).
  • Космомікрофізика (пошук розпадних/анігіляційних емісійних ліній від галактичного центру, — ліній розпаду темної матерії).
  • Ототожнення «неідентифікованих джерел EGRET» (позиційна точність одного телескопа ).

Результати спостереженьРедагувати

Звісно, це, наразі, результати спостережень MAGIC-I, результати спільних спостережень, поки що, є лише для Краба, і вони показали значне покращення чутливості порівняно із даними одного MAGIC-I.

  • Не знайдено пульсуючого гамма-випромінювання вище 25 ГеВ від пульсара в Крабовидній туманності.
  • Зареєстровано дуже високоенергетичні гамма-кванти від квазара 3С 279, який знаходиться на відстані 5 мільярдів світлових років від Землі. Це вдвічі покращує попередній рекорд найвіддаленішого гамма-джерела.
  • Знайдено відповідник Cas A — точкове джерело (в межах роздільної здатності телескопа) на енергіях вище 250 ГеВ зі значимістю  та зі степеневим спектром (2.3±0.2), що простягається до високоенергетичних гамма-квантів (> 1 ТеВ).
  • Не знайдено космічних променів від розпаду темної матерії у карликовій галактиці Draco.
  • Найбільш дискусійним результатом виявилося спостереження залежності від енергії швидкості поширення ТеВ-них гамма-квантів, зареєстрованих з напрямку на блазар Маркарян 501 9 липня 2005 року. Фотони з енергіями від 1.2 ТеВ до 10 ТеВ приходили через 4 хвилини після реєстрації менш енергетичних квантів у діапазоні 0.25 — 0.6 ТеВ. Середня затримка становила 0.030 ± 0.012 сек/ГеВ. У разі, якщо фотони були народжені одночасно у системі відліку джерела, то це може навіть означати певні межі на масштаб мас квантової гравітації

VERITASРедагувати

Докладніше: VERITAS

VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) нова головна гамма обсерваторія наземного базування, оснащена масивом з чотирьох 12-метрових рефлекторів, які здатні детектувати гамма-випромінювання в GeVTeV діапазоні, і сконструйовані аналогічно до 10-метрових рефлекторів Fred Lawrence Whipple Observatory. Кожен з них складається з системи, яка дозволяє досягнути максимальної гнучкості і найвищої чутливості в діапазоні 50 GeV — 50 TeV (з максимум чутливості 100 GeV до 10 TeV). Це обсерваторія ефективно доповнює GLAST

Характеристики VERITASРедагувати

  • 11,89 метрова апертура;
  • 350 дзеркал на кожну антену;
  • 499-піксельна камера на кожному телескопі;
  • кожен телескоп має поле зору 3.5 градусів;
  • працює в діапазоні від 50 GeV до 50 TeV.

Наукові задачі для VERITASРедагувати

Масив черенковських телескопівРедагувати

Масив черенковських телескопів (англ. The Cherenkov Telescope Array, CTA) — інтернаціональний проект побудови наступного покоління наземних інструментів для дослідження космічного простору в діапазоні гамма-випромінювання від десятків ГеВ до понад 100 ТеВ. Обсерваторію пропонується зробити відкритою і доступною широкому співтовариству астрофізиків. Проект буде складатися з двох масивів атмосферних черенковських телескопів, одного у північній півкулі з акцентом на вивчення позагалактичних об'єктів найнижчих енергій, а другого в південній півкулі, який має покривати повний діапазон енергій та фокусуватися на галактичних джерелах. Програма CTA з фізики охоплює не тільки астрофізику високих енергій, але й космологію та фундаментальну фізику.

CTA намагається вдосконалити на порядок чутливість сучасного покоління IACT, таких як MAGICH.E.S.S. та VERITAS. Передбачається, що він буде складатися з десятків IACT з різноманітними розмірами дзеркал. Виробництво перших телескопів розпочали 2013 року. CTA розробляє та будує міжнародне співтовариство вчених за ініціативою європейських інституцій. Цей проект внесено в довгостроковий план Європейського Форуму Стратегії Наукових Інфраструктур (European Strategy Forum on Research InfrastructuresESFRI), Європейської Мережі Фізики Астрочастинок (European Astroparticle Physics) ASPERA та Мережі Європейської Астрофізики ASTRONET.

Увесь проект, що включає 19-тарілочний масив у північній півкулі та 99-тарілочний масив у південній півкулі, коштуватиме приблизно €200 мільйонів євро (або $277 мільйонів доларів США).

ПризначенняРедагувати

Масив черенковських телескопів (МЧТ) буде складатися з двох частин: масив південної півкулі, що буде покривати енергетичний діапазон від 10 Гэв до порядку 100 Тэв, і масив північної півкулі, що буде працювати в низькому енергетичному діапазоні (від 10 Гэв до 1 Тэв). В південній частині обсерваторії більше уваги будуть приділяти глибокому дослідженню галактичних джерел, а в північній — для спостереження північних позагалактичних об'єктів. Кожна частина буде мати власний сайт, але керувати буде один консорціум. Більшу частину часу телескоп буде відкритий для всього астрофізичного співтовариства. Отримані результати спостережень будуть спочатку корегувати фахівці, а потім їх будуть публікувати для загальної обробки.

Останніми роками наземна гамма-астрономія зробила значний прорив зі значними астрофізичними результатами, отриманими, головним чином за допомогою таких сучасних інструментів, як CANGAROO, H.E.S.S.MAGIC, MILAGRO і VERITAS. Ці спостереження дають неоціненний внесок не тільки в розвиток астрофізики, але й у фізику елементарних частинок та космологію. При одночасному перегляді неба за допомогою двох телескопів H.E.S.S. і MAGIC стало можливим вивчення об'єктів сонячних мас. На основі отриманих спектрів далеких джерел можна робити висновки про величину магнітного поля й структуру речовини в тих областях. Головною метою гамма-астрономії є розуміння процесу прискорення елементарних часток. Тому, за задумами творців проекту Масиву черенковських телескопів, він також буде працювати в кооперації з іншими великими гамма-телескопами.

Основними напрямками роботи масиву буде дослідження походження космічний променів, вивчення природи й розмаїття їх прискорювачів, темної матерії та чорних дір.

Особливості проектуРедагувати

МЧТ буде відрізнятися від своїх попередників поліпшеної на порядок чутливістю, збільшеним полем зору та кутовою роздільною здатністю. Всі ці характеристики дадуть можливість ототожнювати морфологічні особливості спостережуваних об'єктів. Точної конструкції МЧТ ще не розроблено, але вже відомо, що він буде складатися з декількох 12-метрових телескопів, розташованих по периметру, і 3 — 4 метрових ширококутних телескопів. Одними з важливих завдань, що постали зараз перед організатороми комплексу інструментів такого рівня, — є оснащення його електронікою із прецезійною точністю порядка наносекунд і фотопомножувачами з високою квантовою ефективністю.

При сприянні консорціуму була створена МЧТ — Віртуальна Організація (CTA-Virtual Organisation) у рамках проекту EGEE (Enabling Grids for E- Scienc), фінансованого Європейським союзом. На її основі будуть проводитися популяризаторські заходи, як серед студентів, так і серед людей, далеких від астрономії.

У липні 2015 досягнута згода про побудову масивів на територіях обсерваторій Роке-де-лос-Мучачос (Іспанія) та Паранал (Чилі)

Інші проектиРедагувати

  • Akeno Giant Air Shower Array
  • CHICOS
  • CRIPT
  • High Energy Stereoscopic System
  • High Resolution Fly's Eye Cosmic Ray Detector
  • MARIACHI
  • Pierre Auger Observatory
  • Telescope Array Project
  • Washington Large Area Time Coincidence Array
  • CLOUD
  • Spaceship Earth
  • Milagro
  • NMDB
  • KASCADE
  • GAMMA
  • GRAPES-3
  • HEGRA
  • Chicago Air Shower Array
  • IceCube
  • HAWC

СупутниковіРедагувати

GLASTРедагувати

Докладніше: GLAST

GLAST (англ. Gamma-ray Large Area Space Telescope) — орбітальна гамма-обсерваторія Американського космічного агентства NASA.

ЗапускРедагувати

Запуск був проведений в 11 червня 2008 з космодрому на мисі Канаверал (штат Флорида) за допомогою ракети-носія «Дельта-2». Запуск телескопа GLAST кілька разів відкладався. Спочатку була вибрана дата 16 травня 2008 року, проте при установці другого ступеня ракетоносій був пошкоджений, і запуск відклали до п'ятого червня, а потім до одинадцятого. Телескоп, що носить ім'я «Гласт» покликаний стати гідною заміною попередньої гамма-обсерваторії «Комптон», яка, виробивши свій ресурс, була затоплена в Тихому океані в червні 2000 року.

Назва телескопа — «Гласт» — тимчасова, вона була змінена на «Фермі».

Апаратура «Гласта» в 50 разів чутливіша за прилади попередника. Телескоп масою майже п'ять тонн, знаходячись на орбіті заввишки 552 кілометри, здатний за три години (два оберти навколо Землі) «охопити» все небо, в той час, як у 17-тонного «Комптона» на рішення аналогічної задачі витрачалося 15 місяців.

Телескоп «Комптон» бездоганно пропрацював на орбіті дев'ять років, справно передаючи на Землю дані про «найжорсткіші» випромінювання електромагнітного спектру у Всесвіті. З його допомогою учені розгадували таємниці далеких космічних вибухів, що породжують могутні сплески гамма-випромінювання — вражаючий феномен «чорних дірок». Космічна обсерваторія встигла зафіксувати в цілому 2,5 тисячі подібних сплесків, тоді як за всю попередню історію спостережень їх було зареєстровано близько трьохсот.

Створення нового телескопа обійшлося в 690 мільйонів доларів (з них 600 млн внесли США). Передбачається, що його місія продовжиться 5-10 років. У проекті «Гласт» беруть участь також НімеччинаІталіяФранціяШвеція і Японія.

ВідкриттяРедагувати

Гігантська область гамма-випромінювання в нашій галактиці була відкрита у листопаді 2010 р. науковцями Дагом Фінкбейнером (англ. Doug Finkbeiner), Мен Су (англ. Meng Su) та Трейсі Слетієр (англ. Tracy Slatyer) з Гарвадського університету в результаті аналізу загальнодоступних даних з гамма-випромінювання небесної сфери, отриманих за допомогою космічного телескопа GLAST. Дана область являє собою дві гігантські сфери-бульбашки, що формують «вісімку» з дотиканням сфер у центрі Чумацького шляху і які простягаються на 25000 св.р. кожна перпендикулярно до площини нашої галактики. Ці дві сфери, симетрично розташовані відносно центру галактики, є джерелом значно підвищеного потоку гамма-випромінювання, яке, за однією з гіпотез, можуть продукувати релятивістські частинки викинуті з надмасивної чорної діри, розташованої в центрі Чумацького шляху.

SOHOРедагувати

Докладніше: SOHO

СОГО (СОнячна та Геліосферична Обсерваторія англ. SOHO — Solar and Heliospheric Observatory) — космічний апаратдля спостереження за Сонцем. Було запущено 2 грудня 1995, приступив до роботи у травні 1996.

Розроблений НАСА та ЄКА.

Найбільший за цією функцією на початку XXI ст.

Знаходиться на геліоцентричній орбіті.

SOHO розташована в точці Лагранжа між Землею та Сонцем (у цій точці однакове тяжіння Землі і Сонця), і передає зображення Сонця в різних діапазонах довжин хвиль.

Крім основної задачі — дослідження Сонця — SOHO зібрала інформацію про велику кількість комет, в основному дуже малих.

Interstellar Boundary ExplorerРедагувати

Докладніше: Interstellar Boundary Explorer

Interstellar Boundary Explorer, скорочено IBEX (перекладається як Дослідник міжзоряних меж) — дослідницький космічний апарат NASA для вивчення фізики кордонів Сонячної системи.

ЗапускРедагувати

19 жовтня 2008 року NASA здійснило запуск штучного супутника Землі, призначеного для дистанційного вивчення меж Сонячної системи. Апарат IBEX (Interstellar Boundary Explorer) був запущений з борту літака над Тихим океаном за допомогою ракети-носія Pegasus. На висоті близько 100 кілометрів від Землі включився власний розгінний блок апарату, який вивів його на сильно витягнуту еліптичну орбіту з апогеєм понад 300 тисяч кілометрів.

Завдання супутникаРедагувати

Завдання супутника — вивчення і «картографування» межі Сонячної системи — геліосфери. Це область, де сонячний вітерстикається з міжзоряним газом. Частинки, що летять від Сонця спочатку сповільнюються, а потім і зовсім міняють напрям свого руху на протилежний. Детектори IBEX збирають дані про енергетичні нейтральні атоми — частинки, які утворюються при зіткненні сонячного вітру з атомами міжзоряного простору, уловлюватимуть як відображені і провзаємодіючі з міжзоряним середовищем частинки сонячного вітру, так і атоми безпосередньо міжзоряного середовища, які змогли проникнути в нашу систему.

За енергією цих частинок, а також за напрямом, з якого вони прилетіли, можна зробити висновки про форму і властивості межі Сонячної системи. Про те, що відбувається в цій області від Сонця більш ніж на 12 мільярдів кілометрів, досі відомо дуже мало. За всю історію космічних досліджень геліосферу перетнули тільки два космічні апарати «Вояджер-1» і «Вояджер-2», запущені ще в 1977 році. Вони перетнули геліосферу всього в двох точках, але і це дозволило підтвердити припущення про її сплюснуту форму. IBEX дозволить визначити, як саме виглядає межа сонячної системи в цілому.

Поблизу Землі дистанційне вивчення меж Сонячної системи сильно утруднене магнітним полем планети, з яким взаємодіє сонячний вітер. Проте за межами магнітосфери залишаються тільки два джерела частинок: Сонце і межа системи. Саме тому IBEX потрібно було вивести на таку витягнуту орбіту.

Повільне обертання апарату дозволяє приблизно за півроку оглянути всю небесну сферу, внаслідок чого у астрономів з'явиться повна «карта» геліосфери.

Місія IBEX продовжиться близько двох років.

РезультатиРедагувати

За даними, зібраним апаратом IBEX, астрономи вперше побудували карту меж Сонячної системи. Контури меж виявилися зовсім не такими, як то передбачали теорії, що вважалися правомірними доти.

Сонячна система відокремлена від навколишнього міжзоряного простору кількома рубіжами, які прийнято виділяти за їхньою будовою. Найближча до Сонця область простору отримала назву геліосфери. Вона є «булькою», заповненим зарядженими частинками, що летять від зірки (так званий сонячний вітер). Частинки «розштовхують» молекули міжзоряної речовини, тому геліосфера збіднена ними.

Доти вважалося, що форма меж геліосфери визначається саме характеристиками частинок сонячного вітру. Основна гіпотеза припускала, що прикордонна частина геліофсери є досить протяжною. Дані, передані апаратом IBEX, спростовують цю точку зору. Межа геліосфери виявилося дуже вузькою, а її контури, ймовірно, визначаються впливом магнітного поля міжзоряного простору. Поки астрономи не можуть з упевненістю сказати, чи дійсно межі геліосфери влаштовані таким чином, або спостережувана структура — це тимчасове явище, пов'язане з якимись поки неясними процесами. Визначитися ученим допоможуть нові спостереження IBEX.

Інші проектиРедагувати

АеростатиРедагувати

  • BESS
  • Advanced Thin Ionization Calorimeter
  • TRACER (cosmic ray detector)
  • TIGER
  • Cosmic Ray Energetics and Mass (CREAM)
  • PERDaix
  • HEAT (High Energy Antimatter Telescope)

Див. такожРедагувати

ДжерелаРедагувати

  1. D. Pacini (1912). "La radiazione penetrante alla superficie ed in seno alle acque". Il Nuovo Cimento. 3 (1): 93–100. arXiv:1002.1810. Bibcode:1912NCim....3...93P.doi:10.1007/BF02957440.
  2. The Nobel Prize in Physics 1936. NobelPrize.org (en-US). Процитовано 2019-12-05. 
  3. Hess, Victor (2018-07-23). On the Observations of the Penetrating Radiation during Seven Balloon Flights. arXiv:1808.02927 [astro-ph, physics:physics]. Процитовано 2019-12-05. 
  4. Baade, W.; Zwicky, F. (1934). Cosmic Rays from Super-novae. Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America (National Academy of Sciences) 20 (5): 259–263. Bibcode:1934PNAS...20..259B. JSTOR 86841. doi:10.1073/pnas.20.5.259. 
  5. Babcock, H. (1948). Magnetic Variable Stars as Sources of Cosmic Rays. Physical Review 74 (4): 489. Bibcode:1948PhRv...74..489B. doi:10.1103/PhysRev.74.489. 
  6. Sekido, Y.; Masuda, T.; Yoshida, S.; Wada, M. (1951). The Crab Nebula as an Observed Point Source of Cosmic Rays. Physical Review 83 (3): 658–659. Bibcode:1951PhRv...83..658S. doi:10.1103/PhysRev.83.658.2. 
  7. Gibb, Meredith (3 February 2010). Cosmic Rays. Imagine the Universe. NASA Goddard Space Flight Center. Процитовано 17 March 2013. 
  8. Hague, J. D. (July 2009). Correlation of the Highest Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects in Pierre Auger Observatory Data. Proceedings of the 31st ICRC, Łódź 2009 International Cosmic Ray Conference. Łódź, Poland. с. 6–9. Архів оригіналу за 28 травень 2013. Процитовано 17 March 2013. 
  9. Hague, J. D. (July 2009). Correlation of the Highest Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects in Pierre Auger Observatory Data. Proceedings of the 31st ICRC, Łódź, Poland 2009 - International Cosmic Ray Conference: 36–39. Архів оригіналу за 28 травень 2013. Процитовано 17 March 2013. 
  10. Moskowitz, Clara (25 June 2009). Source of Cosmic Rays Pinned Down. Space.com. TechMediaNetwork. Процитовано 20 March 2013. 
  11. Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bonechi, L.; Bongi, M.; Bonvicini, V.; Borisov, S.; Bottai, S.; Bruno, A.; Cafagna, F.; Campana, D.; Carbone, R.; Carlson, P.; Casolino, M.; Castellini, G.; Consiglio, L.; De Pascale, M. P.; De Santis, C.; De Simone, N.; Di Felice, V.; Galper, A. M.; Gillard, W.; Grishantseva, L.; Jerse, G.; Karelin, A. V.; Koldashov, S. V.; Krutkov, S. Y. (2011). PAMELA Measurements of Cosmic-Ray Proton and Helium Spectra. Science 332 (6025): 69–72. Bibcode:2011Sci...332...69A. PMID 21385721. arXiv:1103.4055. doi:10.1126/science.1199172. 
  12. Jha, Alok (14 February 2013). Cosmic ray mystery solved. The Guardian. Guardian News and Media Limited. Процитовано 21 March 2013. 
  13. Baade, W.; Zwicky, F. (1934-05). Cosmic Rays from Super-Novae. Proceedings of the National Academy of Sciences (en) 20 (5). с. 259–263. ISSN 0027-8424. PMC PMC1076396. PMID 16587882. doi:10.1073/pnas.20.5.259. Процитовано 2019-12-04. 
  14. Vink, Jacco (2004-01). Shocks and particle acceleration in supernova remnants: observational features. Advances in Space Research (en) 33 (4). с. 356–365. doi:10.1016/j.asr.2003.05.012. Процитовано 2019-12-04. 
  15. Science, Clara Moskowitz 2009-06-25T18:18:00Z; Astronomy. Source of Cosmic Rays Pinned Down. Space.com (en). Процитовано 2019-12-04. 
  16. Science: Evidence Shows That Cosmic Rays Come From Exploding Stars. American Association for the Advancement of Science (en). Процитовано 2019-12-04. 
  17. Ackermann, M.; Ajello, M.; Allafort, A.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; Baring, M. G.; Bastieri, D. та ін. (2013-02-15). Detection of the Characteristic Pion-Decay Signature in Supernova Remnants. Science (en) 339 (6121). с. 807–811. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1231160. Процитовано 2019-12-04. 
  18. Ultrahigh-Energy Cosmic Rays Traced to Hotspot. Quanta Magazine. Процитовано 2019-12-04. 
  19. The Pierre Auger Collaboration; Abraham, J.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Aguirre, C.; Allard, D.; Allekotte, I.; Allen, J. та ін. (2007-11-09). Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects. Science (en) 318 (5852). с. 938–943. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1151124. Процитовано 2019-12-04.