Que sont les rayons cosmiques ? Rayons cosmiques : composition et origine. Flux de particules chargées à haute énergie dans l’espace proche de la Terre

Les rayons cosmiques sont des particules élémentaires et des noyaux atomiques se déplaçant à haute énergie dans l’espace. Autre définition : les rayons cosmiques (rayonnement cosmique) sont des particules qui remplissent l'espace interstellaire et bombardent en permanence la Terre.

Classification selon l'origine des rayons cosmiques :

• en dehors de notre Galaxie
• · dans la Galaxie
• · au soleil
• · dans l'espace interplanétaire

Il existe des rayons cosmiques primaires - ce sont des rayons cosmiques avant d'entrer dans l'atmosphère et des rayons cosmiques secondaires formés à la suite des processus d'interaction des rayons cosmiques primaires avec l'atmosphère terrestre.

Les rayons cosmiques sont une composante du rayonnement naturel (rayonnement de fond) à la surface de la Terre et dans l'atmosphère.

Avant le développement de la technologie des accélérateurs, les rayons cosmiques constituaient la seule source de particules élémentaires de haute énergie. Ainsi, le positron et le muon ont été découverts pour la première fois dans les rayons cosmiques.

En nombre de particules, les rayons cosmiques sont composés de 90 pour cent de protons, de 7 pour cent de noyaux d'hélium, d'environ 1 pour cent d'éléments plus lourds et d'environ 1 pour cent d'électrons. Lors de l'étude des sources de rayons cosmiques en dehors du système solaire, la composante proton-nucléaire est principalement détectée par le flux de rayons gamma qu'elle crée par les télescopes orbitaux à rayons gamma, et la composante électronique est détectée par le rayonnement synchrotron qu'elle génère, ce qui se produit dans la gamme radio (en particulier aux ondes métriques - - lorsqu'elles sont émises dans le champ magnétique du milieu interstellaire), et avec des champs magnétiques puissants dans la zone de la source de rayons cosmiques - et dans des gammes de fréquences plus élevées. Par conséquent, le composant électronique peut également être détecté par des instruments astronomiques au sol.

Du fait de l'interaction avec les noyaux de l'atmosphère, les rayons cosmiques primaires (principalement des protons) créent un grand nombre de particules secondaires ? pions, protons, neutrons, muons, électrons, positrons et photons. Ainsi, au lieu d'une particule primaire, un grand nombre de particules secondaires apparaissent, divisées en composantes hadroniques, muoniques et électron-photonique.

Une telle cascade couvre une grande surface et est appelée douche à air généralisée.

Au cours d’un acte d’interaction, un proton perd généralement environ 50 % de son énergie et, à la suite de l’interaction, ce sont principalement des pions qui sont produits. Chaque interaction ultérieure de la particule primaire ajoute de nouveaux hadrons à la cascade, qui volent principalement en direction de la particule primaire, formant le noyau hadronique de la gerbe.

Muomn (de la lettre grecque m utilisée pour désigner) dans le modèle standard de la physique des particules est une particule élémentaire instable avec une charge électrique négative et un spin 1?2.

Pion, pi-méson - trois types de particules subatomiques du groupe des mésons. Ils sont désignés p0, p+ et p?. Ils ont la plus petite masse parmi les mésons.

Un positon est l'antiparticule d'un électron. Il appartient à l'antimatière, a une charge électrique de +1, un spin de 1/2, une charge leptonique de 1 et une masse égale à la masse d'un électron. Lorsqu’un positon et un électron s’annihilent, leur masse est convertie en énergie sous la forme de deux (et beaucoup moins souvent, trois ou plus) quanta gamma.

Les pions résultants peuvent interagir avec les noyaux de l’atmosphère ou se désintégrer, formant les composants muons et électrons-photons de la gerbe. La composante hadronique n'atteint pratiquement pas la surface de la Terre, se transformant en muons, neutrinos et g-quanta.

Les quanta g formés lors de la désintégration des pions neutres provoquent une cascade d’électrons et de quanta g, qui forment à leur tour des paires électron-positon. Les leptons chargés perdent de l'énergie par ionisation et freinage radiatif. La surface de la Terre est principalement atteinte par des muons relativistes. La composante électron-photon est absorbée plus fortement. Un proton avec une énergie > 1 014 eV peut créer 106 à 109 particules secondaires. A la surface de la Terre, les gerbes de hadrons sont concentrées sur une zone de l'ordre de plusieurs mètres ; est-ce la composante électron-photon ? dans la zone de ~100 m, muonique ? plusieurs centaines de mètres. Le flux de rayons cosmiques au niveau de la mer est environ 100 fois inférieur au flux de rayons cosmiques primaires (~0,01 cm-2 s-1).

Les principales sources de rayons cosmiques primaires sont les explosions de supernova (rayons cosmiques galactiques) et le Soleil. Les hautes énergies (jusqu'à 1016 eV) des rayons cosmiques galactiques s'expliquent par l'accélération des particules sur les ondes de choc générées par les explosions de supernova. La nature des rayons cosmiques à ultra haute énergie n'a pas encore d'interprétation sans ambiguïté. L’intensité des rayons cosmiques sur de longs intervalles de temps est restée constante pendant environ 109 ans. Cependant, il est apparu qu'il y a 30 à 40 000 ans, l'intensité des rayons cosmiques était sensiblement différente de celle d'aujourd'hui. L'intensité maximale est associée à une explosion proche du système solaire.

rayon cosmique primaire

Liste des sources d'informations

http://nuclphys.sinp.msu.ru/spargalka/039.htm

http://nuclphys.sinp.msu.ru/enc/e083.htm

https://ru.wikipedia.org/wiki/Cosmic_rays

https://ru.wikipedia.org/wiki/Pion_(particle)

https://ru.wikipedia.org/wiki/Muon

https://ru.wikipedia.org/wiki/Andron

https://ru.wikipedia.org/wiki/Positron

1. Les rayons cosmiques (CR) sont un flux de particules chargées de haute énergie arrivant à la surface de la Terre de manière approximativement isotrope depuis toutes les directions de l'espace. Il existe des rayons cosmiques primaires et secondaires.

CL primaire venus sur Terre depuis kosu0sa. Ils comprennent les CR galactiques provenant de l'espace galactique et les CR solaires nés sur le Soleil lors des éruptions.

CL secondaires naissent dans l'atmosphère terrestre. Ils se forment lors de l'interaction des rayons cosmiques primaires avec des atomes de matière atmosphérique.

La découverte de CL est liée à l'étude de la conductivité électrique de l'air. Au début du 20ème siècle. il a été établi de manière fiable que ^Y0" B0W, contenu même dans un récipient scellé, est toujours ionisé. Après la découverte de la radioactivité naturelle, il est devenu clair que la source d'ionisation est située à l'extérieur du récipient contenant de l'air et est le rayonnement radioactif des roches. Cela signifie qu'avec l'augmentation de l'altitude, l'ionisation de l'air devrait diminuer.

En 1912, l'Autrichien Victor Hess monta dans une montgolfière, disposant d'un électroscope dans un récipient hermétiquement fermé, dans lequel la pression de l'air restait constante. Il a découvert qu'en montant les 600 premiers mètres, l'ionisation de l'air diminuait. Mais, à partir de 600 m, elle a commencé à augmenter d'autant plus vite. A 4 800 m d'altitude, la concentration d'ions est devenue 4 fois supérieure à celle du niveau de la mer. Par conséquent, Hess a suggéré que les rayonnements ionisants d’un pouvoir de pénétration très élevé tombent sur la limite de l’atmosphère terrestre depuis l’espace.

Des expériences ultérieures ont été réalisées avec des ballons. Il s'est avéré qu'à une altitude de 8 400 m, l'ionisation est 10 fois supérieure à celle du niveau de la mer. À une altitude de 20 km, elle atteint un maximum et, à mesure que l'on s'élève, elle commence à diminuer. Cela s'explique par le fait qu'à une altitude de 20 km, du fait de l'interaction (l'atmosphère des CR primaires, la plus forte concentration de particules ionisantes secondaires est créée.

2. Rayons cosmiques primaires (PCR). Considérons le spectre énergétique, la composition, la plage et le mécanisme d'accélération des particules en PCR

UN. L'énergie PCL est très élevée. Pour la plupart des particules, elle dépasse 10 GeV. Par conséquent, la tâche principale lors de la détection de particules PCL est de décélérer les particules à l’intérieur du détecteur. Ce n'est que dans ce cas que leur énergie totale peut être mesurée.

Pour la première fois, le spectre énergétique de la PCR a pu être mesuré directement sur les satellites de la série Proton en 1965-69. Plus tard, ces mesures ont été répétées sur les satellites de la Lune et de Mars en dehors du champ magnétique terrestre. L'énergie des particules PCL a été mesurée à l'aide d'un calorimètre à ionisation. L'appareil est un système de couches de cibles nucléaires, de plaques photographiques et de compteurs. En interagissant avec les noyaux cibles (métaux lourds), la particule cosmique génère un flux de quanta γ durs. Dans les couches de plomb, ces quanta γ génèrent de puissantes avalanches de particules ionisantes, qui sont enregistrées dans des émulsions et des compteurs photographiques. Si l'épaisseur des couches du calorimètre est grande et que toutes les particules de l'avalanche y restent, alors par leur nombre, l'énergie de la particule cosmique primaire peut être déterminée. Les calorimètres à ionisation ont un volume pouvant atteindre plusieurs mètres cubes. mètres et peser jusqu'à 20 tonnes.

La figure 166 montre la dépendance de l'intensité I du flux de particules PCR sur leur énergie E sur une échelle logarithmique. L'intensité I est exprimée par le nombre de particules pour 1 m 2 de surface terrestre sous un angle solide de 1 sr en 1 s. L'énergie E est donnée en gigaélectronvolts (1 GeV = 109V).

Dans la gamme d'énergie E de 10 à 10 6 GeV, le spectre énergétique est décrit par la formule empirique I = AE - γ, nourriture A = 10 18 h/m 2 sr-s, γ = 1,6.

Le flux total de PCL est d’environ 104 parties/m2 sr. L'énergie maximale de la PCR atteint 10 11 GeV. Cela signifie que la PCR est une source unique d'énergies ultra-élevées puisque l'énergie maximale obtenue dans les accélérateurs ne dépasse pas 10 5 GeV. Mais il existe très peu de particules d'énergie E> 10 6 GeV. Il y a en moyenne une de ces particules par an et par surface de 1 m2.

L’énergie PCL est d’origine non thermique. Ainsi, à l’intérieur des étoiles, l’énergie moyenne des particules est égale à Eср = 3kT/2 = 3*1,4*10 -23 *10 9 /2 = 2,1*10 -14 J=0,1 MeV. Et l'énergie moyenne des particules PCR à proximité de la Terre est de 100 MeV, soit 1 000 fois plus. Cela signifie que les particules cosmiques sont accélérées lors de certains processus astrophysiques de nature électromagnétique.

b. Composition de PCL. Le rayonnement cosmique primaire à l’emplacement du système solaire est isotrope en direction et constant dans le temps. En fonction de sa composition, PCL est divisé dans les groupes suivants.

groupe p. Contient des noyaux d'hydrogène - protons 1 1 p, deutons 2 1 D, tritons 3 1 T

groupe α. Contient des noyaux d'hélium 4 2 He, 3 2 He.

L - groupe (de l'anglais light - light). Contient des noyaux légers de lithium, de béryllium et de bore.

Groupe M (mésolight - lumière moyenne). Contient des noyaux allant du carbone C au fluor F.

H - groupe (lourd - lourd). Contient des noyaux lourds allant du néon Ne au potassium K.

VH - groupe (très lourd - très lourd). Contient des noyaux allant du calcium Ca (Z=20) au zinc Zn (z=30).

Groupe SH (superlourd - super lourd). Contient des noyaux commençant par gallium Ca

E - groupe. Contient des électrons e et des positons e +.

Contrairement à la teneur moyenne en éléments de l'Univers, une teneur accrue en noyaux moyens et lourds est observée en PCR : le groupe de noyaux moyens L - 150 000 fois, le groupe H - 2,5 fois, le groupe VH - 60 fois, le Groupe SH-n 14 fois.

Le contenu des noyaux du groupe L est particulièrement visible. On peut supposer que les noyaux du groupe L apparaissent dans les PCR à la suite de collisions de noyaux avec z> 6 avec des particules de gaz interstellaire, constituées principalement d'hydrogène et d'hélium. À la suite de la réaction de fragmentation, les noyaux lourds sont écrasés et des noyaux du groupe L sont obtenus. Si nous acceptons cette hypothèse, nous pouvons alors estimer le chemin moyen parcouru par une particule cosmique depuis son lieu de naissance jusqu'à la Terre.

V. Chemin moyen des particules en PCL. Laissez le gaz cosmique provenant des noyaux d’hydrogène remplir uniformément l’espace extra-atmosphérique. A partir d'une source générant des particules lourdes dont la masse est supérieure à la masse des noyaux du groupe, un faisceau parallèle de particules se propage selon l'axe OA1. Lorsque des particules lourdes entrent en collision avec des noyaux d'hydrogène, des noyaux légers du groupe I se forment, se déplaçant dans la même direction.

À la suite du broyage de particules lourdes, l'intensité I t du faisceau de particules lourdes

devrait diminuer avec la distance selon la loi de Bouguer, I t = I t0 exp(-σNx), (25.2) où I t est l'intensité initiale du faisceau de particules lourdes, N est la concentration de noyaux d'hydrogène dans le gaz cosmique. σ est la section efficace de la réaction de fragmentation nucléaire avec formation de noyaux du groupe L. Soit à chaque collision, lorsqu'une particule lourde disparaît, une seule particule légère du groupe L apparaît. L'intensité du flux de particules I augmentera avec. distance selon la loi I e , = I 0 - I t = I T . (25.3) Le rapport entre l'intensité des particules légères et lourdes dans le PCL devrait augmenter avec la distance I l /I t = /exp(-σNx)= exp(-σNx)-1

En désignant le rapport I l /I t = n, on obtient : x = 1п(n + l)/σN. (25.5). Rapport n= I l /I t = 15/(52+15+4)=1/5=0,2. D'après les estimations astrophysiques, la concentration de grains de poussière - noyaux d'hydrogène dans l'espace est approximativement égale à 1 particule pour 1 cm 3, donc n = 10 6 m -3. La section efficace efficace des réactions de fragmentation observées dans des conditions terrestres permet d'accepter des valeurs σ = 10 -30 m 2. Donc x = ln(1.2)/10 -30 *10 6 =2*10 23 m.

Les distances cosmiques en astrophysique sont généralement exprimées en parsecs. Par définition, un parsec est la distance à partir de laquelle le diamètre de l'orbite terrestre (150 millions de km) est visible sous un angle de 1 seconde. Un parsec est une très grande distance, 1 ps = 3*10 16 m Exprimé en parsecs, le trajet des particules PCR jusqu'à la Terre est de x = 7000 kps.

Des études astrophysiques ont établi que notre galaxie a la forme d'une lentille biconvexe d'un diamètre de 25 kpc et d'une épaisseur allant jusqu'à 2 kpc, entourée d'un halo de gaz cosmique en forme de boule. Comparaison de la valeur estimée de x avec. la taille de la Galaxie montre que x = 7000 kpc plusieurs fois

supérieur non seulement au diamètre de la Galaxie (25 kpc), mais aussi au diamètre du Halo (30 kpc). Il s’ensuit que les PCR naissent en dehors de notre Galaxie.

Apparemment, cette conclusion n’est pas correcte. Premièrement, il a été supposé que dans chaque réaction de fragmentation, une seule particule du groupe L naît. En fait, plusieurs d'entre elles peuvent naître. Par conséquent, l’augmentation du flux de particules du groupe L peut se produire plus rapidement et à une distance x plus petite. Deuxièmement, on a supposé que dans toutes les collisions, la direction du mouvement des particules ne changeait pas. Mais ce n'est pas vrai. La nature du mouvement des particules PCL est plus proche de celle des particules browniennes. Leur trajectoire est une ligne brisée. Par conséquent, les particules PCR peuvent parcourir des trajets beaucoup plus longs à l’intérieur de la Galaxie par rapport à leur taille.

Des estimations plus rigoureuses conduisent à la conclusion qu'au moins 90 % des particules PCR (rayons galactiques) naissent à l'intérieur de la Galaxie. Et seulement 10 % environ des particules PCR proviennent de l’extérieur de la Galaxie (rayons métagalactiques). En raison de la nature diffuse du mouvement des particules cosmiques, les informations sur la position des sources de particules chargées sont effacées. Par conséquent, le rayonnement cosmique, à l’exception des quanta de champ EM, est isotrope.

G. Mécanisme d'accélération des particules PCL. La plus probable est l’hypothèse de Fermi. Il a suggéré que lors des explosions de supernova, des nuages ​​​​de plasma magnétisés étendus se forment, se diffusant depuis l'épicentre de l'explosion à des vitesses énormes. Les particules chargées lors des collisions imminentes avec de tels nuages ​​​​sont réfléchies. Conformément à la loi de conservation de l'impulsion, la composante radiale absolue de la vitesse des particules augmente de deux fois la vitesse du nuage, υ 2 R = - υ 1 R + 2υ 0. Si une particule rattrape un nuage, sa vitesse diminue. Mais ces particules ne peuvent être que celles nées à l’intérieur de l’étoile. Et pour les particules qui se trouvent à l’extérieur de l’étoile, des contre-mouvements sont réalisés. Par conséquent, l’énergie cinétique des particules cosmiques augmente avec le temps.

3. Origine du PKJI. Il existe 4 sources principales de PCR : les nouvelles étoiles,

supernovae, pulsars, quasars.

UN. Nouvelles étoiles (NS)- ce sont des systèmes d'étoiles binaires proches avec une masse totale de 1 à 5 masses solaires, tournant autour d'un centre de masse commun. Avant l'éruption, ils ont une magnitude visuelle de 4 à 5 unités.

Lors d'une éruption, en 1 à 100 jours terrestres, leur luminosité augmente de 100 à 1 000 000 fois. Après quoi, au bout de plusieurs années, il perd sa valeur initiale. Pendant l'éruption, le NS émet environ 10 38 J d'énergie. Plusieurs années après l'éruption, une coque gazeuse sphérique avec une vitesse d'expansion radiale = 1000 km/s est découverte sur le site du NS. La masse de la coquille est d'environ 0,01 masse solaire, son énergie cinétique est d'environ 10 39 J.

La raison de l'éruption NS est que l'accrétion se produit dans le système binaire - le flux de matière d'une naine rouge froide vers une naine blanche chaude. En conséquence, dans une étoile chaude, l'équilibre entre les forces gravitationnelles, d'une part, et les forces de pression optique et cinétique du gaz, d'autre part, est perturbé. Cela conduit à l’explosion d’une étoile chaude.

Les épidémies en Nouvelle-Zélande sont courantes. 100 à 200 NS éclatent dans notre Galaxie par an. Ils ne sont pas de nature catastrophique et se répètent dans certaines étoiles après des mois et des années. Une certaine proportion de particules PCL peut provenir des coques NS.

b. Supernovae (SNS). C'est le nom donné aux étoiles dont la luminosité lors d'une éruption devient proportionnelle à la luminosité de la galaxie à laquelle elle appartient. Ainsi, le SES de 1885, dans la nébuleuse d'Andromède, avait la luminosité de la galaxie entière. La quantité d'énergie émise lors d'une éruption NS est d'environ 10 44 J. Elle est un million de fois supérieure à l'énergie d'une éruption NS. Dans notre Galaxie, un SNS éclate en moyenne une fois tous les 300 ans. Le dernier NOS a été observé par Kepler en 1604 (NOS de Kepler).

La luminosité maximale du SNS est de 1 à 3 semaines. La coquille éjectée par l’étoile a une masse jusqu’à 10 fois celle du Soleil et une vitesse pouvant atteindre 20 000 km/s. De nombreuses particules PCL proviennent également de ces coquilles. Après l'explosion du SNS, des nébuleuses et des pulsars sont découverts à leur place. À ce jour, environ 90 restes de SNZ ont été retrouvés. On peut supposer que le mécanisme de formation des SNZ repose sur une régularité : plus la masse des noyaux atomiques est grande, plus la température à laquelle se produit leur réaction de fusion thermonucléaire est élevée.

Lorsqu'une protoétoile émerge d'une nébuleuse de gaz et de poussières, tout l'espace de la nébuleuse est rempli d'hydrogène. En raison de la compression gravitationnelle du nuage, la température augmente progressivement. Lorsque la température atteint T = 10 7 K, une réaction lente de synthèse des protons en deutons commence. Le cycle proton-proton démarre.

La protoétoile se réchauffe pour briller et se transforme en étoile. Les forces gravitationnelles sont équilibrées par les forces de pression cinétique des gaz légers. La compression est interrompue. Pendant la période de combustion de l'hydrogène, un équilibre relatif s'établit.

Une fois que la majeure partie de l’hydrogène s’est transformée en hélium, l’étoile commence à se refroidir et la légère pression diminue rapidement. La réaction de synthèse d'hélium ne démarre pas car la température T1 n'est pas suffisante pour la synthèse des noyaux d'hélium. Au cours du processus de compression gravitationnelle d’une étoile, sa température augmente progressivement. Les forces de gravité augmentent directement

est proportionnel à l/r 2, donc lorsque la température T 1 est atteinte, l'équilibre ne se produit pas, puisque dans ce cas la température T 1 correspond à un volume plus petit de l'étoile. La compression et la croissance de la température se poursuivent, et à une certaine température T 2 = 10 8 K la réaction de fusion des noyaux d'hélium commence : 3 4 2 He-> 12 6 C + 7,22 MeV (τ = 10 ans), et plus loin : (25,6)

4 2 He + 12 8 C-> 16 8 O + γ, 4 2 He + 16 8 O-> 20 10 Ne+ γ, 4 2 He+ 20 10 Ne -> 24 12 Mg. (25.7)

Après la combustion de l'hélium, un noyau d'étoile dense se forme, la teneur en carbone du noyau est C-12, oxygène 0-16, néon Ne-20, magnésium Mg-24. De plus, l’évolution de l’étoile peut se dérouler de la même manière. A une certaine température T 3 > T 2, la réaction de synthèse des noyaux carbone-magnésium est excitée. Ce cycle devrait se terminer par la formation de noyaux de silicium Si-26 et de phosphore P-31.

Et enfin, à une température T 4 > T 3, la dernière étape de la réaction exothermique de synthèse des noyaux de silicium et de phosphore peut être excitée, qui devrait se terminer par la formation des noyaux 56 26 Fe, 59 27 Co, 57 28 Ni .

Il s’agit d’un schéma idéalisé. En fait, ces processus peuvent se chevaucher. Au centre de l'étoile, des réactions de fusion de noyaux plus lourds peuvent se produire à des températures plus élevées, et à la périphérie, des réactions de fusion de noyaux moins lourds à des températures plus basses. Et dans la plupart des cas, l’évolution d’une étoile se déroule sereinement. Mais parfois, une telle combinaison de masse, de composition, de taille et d'autres paramètres d'une étoile apparaît que l'équilibre est rompu. Sous l'influence de la gravité, la matière de l'étoile se déplace rapidement vers le centre, provoquant l'effondrement de l'étoile. La densité, la température et la pression élevées au cœur d’une étoile peuvent conduire dans certains cas à la libération rapide d’énormes énergies. Par exemple, à la suite de cette réaction : 16 8 O+ 16 8 O= 32 16 S+16,5 MeV. (25,8)

L'étoile explose, donnant naissance à une supernova. Si l'on prend en compte l'énergie de l'explosion SES E = 10 44 J et la fréquence de leurs répétitions, il s'avère que pour maintenir la densité énergétique moyenne du PCL, 1% de l'explosion SES est suffisant.

V. Pulsars(sources pulsées d'émission radio) sont de petites étoiles à neutrons, atteignant 20 km de diamètre, résultant de la compression gravitationnelle rapide des restes de supernova. La densité des étoiles à neutrons atteint 1012 kg/m 3, ce qui est proche de la densité de la matière des noyaux atomiques.

En raison de la compression des restes de l'étoile, l'induction du champ magnétique à la surface atteint des valeurs énormes de l'ordre de 10 9 Tesla. A titre de comparaison : l'induction maximale du champ magnétique obtenue lors d'une expérience physique (dans des solénoïdes pulsés) ne dépasse pas 10 2 Tesla. En raison de leur petite taille, la vitesse de rotation des étoiles à neutrons peut atteindre 1 000 Hz. Une étoile magnétique à rotation aussi rapide induit un champ électrique vortex autour d’elle. Ce champ accélère les particules du plasma entourant le pulsar à des énergies élevées. Les noyaux sont accélérés jusqu'à 10 20 eV, les électrons jusqu'à 10 12 eV. Après avoir quitté le pulsar, ces particules rapides reconstituent la composition de la PCR.

Les particules chargées volant de l'espace dans le champ magnétique d'un pulsar tourbillonnent autour des lignes de champ, émettant un rayonnement synchrotron dans la plage radio. Ce rayonnement est particulièrement fort en direction des pôles magnétiques. Puisque l’axe de rotation du pulsar ne coïncide pas avec l’axe magnétique, le faisceau radio décrit un cône. Si la Terre est dans la paroi de ce cône, alors un signal y est périodiquement enregistré au moment où le faisceau polaire d'émission radio traverse la Terre.

En raison de la perte d'énergie, la période des pulsars augmente. Par conséquent, plus le pulsar est jeune, plus la fréquence de sa rotation est élevée. Actuellement, plusieurs centaines de pulsars sont connus, leurs périodes varient de 0,033 s à 4,8 s.

ville des Quasars(abréviation de source radio quasi-stellaire) - quasi-étoiles similaires aux étoiles. Elles ressemblent aux étoiles par leur aspect optique et aux nébuleuses par la nature de leur spectre. Les spectres des quasars présentent un énorme redshift, 2 à 6 fois supérieur au plus grand redshift connu dans la Galaxie. Dans le domaine visible, par exemple, on observe la raie UV leader de la série Lyman (D = 121,6 nm dans le référentiel du gaz émetteur).

En déterminant la formule de décalage de fréquence Doppler ν=ν 0 √((1±β)/(1-+β)), où β=υ/s, la vitesse radiale υ du quasar par rapport à la Terre, et en utilisant la méthode empirique de Hubble loi υ = Нr, où H=1,3-10 -18 s -1 est la constante de Hubble, vous pouvez calculer la distance au quasar Les distances au quasar se sont avérées gigantesques. Leur ordre est r~10 10 ps. C'est un million de fois la taille de notre Galaxie. La luminosité des quasars change avec une période T d'environ 1 heure. Puisque le diamètre d'un quasar ne peut pas dépasser c*T, où c est la vitesse de la lumière dans le vide, il s'avère que la taille des quasars est petite, pas plus que le diamètre de l'orbite d'Uranus (4*10 12 m). . Compte tenu de la grande distance des quasars, il s'avère que ceux-ci doivent émettre une puissance gigantesque de l'ordre de 10,45 W, comparable aux Galaxies, dans un volume d'espace relativement réduit. De tels objets super puissants devraient émettre des flux de particules de haute énergie dans l’espace. Le mécanisme énergétique des quasars n’est pas clair. Avec une consommation d’énergie aussi énorme, la phase active des quasars devrait être limitée à 10 000 ans. À ce jour, parmi les objets optiques, environ 200 sont considérés comme des quasars.

4. Rayons cosmiques solaires. Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre. Cette étoile est dans un état stationnaire et ne constitue donc pas une source notable de PCR à l’échelle galactique. Mais comme la Terre est très proche du Soleil, elle est à la portée du plasma venant du Soleil – le vent solaire. Le vent solaire est constitué de protons et d'électrons. Il provient de flux dynamiques de gaz ascendants - des torches dans la couche de photosphère et se développe dans la chromosphère.

L'énergie des particules du vent solaire est très faible par rapport aux rayons galactiques : pour les électrons E≈10 4 eV, pour les protons pas plus de 10 11 N eV. Lors de l'activation de processus explosifs à la surface du Soleil (période d'activité solaire), la concentration de particules dans le vent solaire sur l'orbite terrestre est des centaines de fois supérieure à la concentration de particules dans les rayons galactiques. Par conséquent, l'influence du vent solaire sur les processus terrestres pendant l'activité solaire est beaucoup plus visible que celle des rayons galactiques. A cette époque, les communications radio sont perturbées, des tempêtes géomagnétiques et des aurores boréales se produisent. Mais en moyenne, la contribution des rayons cosmiques solaires à la Terre est faible. Son intensité est de 1 à 3%.

5. Rayons cosmiques secondaires est un flux de particules produit lors de l'interaction de la PCR avec la matière de l'atmosphère terrestre. Souvent, le passage d'une particule dans une substance est caractérisé par son trajet moyen l avant d'interagir avec le cœur du milieu. L'intervalle moyen est souvent exprimé par la masse d'une substance dans une colonne d'une superficie de 1 cm2 et d'une hauteur l. Ainsi, l’épaisseur totale de l’atmosphère terrestre est de 1 000 g/cm2. Pour les protons, la plage l correspond à 70-80 g/cm 2, pour les particules α - 25 g/cm 2, pour les noyaux plus lourds, cette valeur est encore inférieure. La probabilité qu'un proton atteigne la surface de la Terre est déterminée par la loi de Bouguer. Je/Je 0 =exp(-x/l)=exp(-1000/70)≈10 -7. Sur 10 millions de protons primaires, un seul atteindra la Terre. Pour les particules et les noyaux α, ce nombre est encore plus petit. Il y a 3 composants dans les rayons cosmiques secondaires : nucléaire-actif (hadron), dur (muon) et mou (électron-photon).

UN. Composant actif nucléaire contient des protons et des neutrons résultant de l'interaction de protons et d'autres particules PCR à haute énergie E 0 >1 GeV avec les noyaux des atomes de l'atmosphère terrestre, principalement l'azote N et l'oxygène O. Lorsqu'une particule heurte un noyau, environ la moitié de son énergie est dépensée pour assommer plusieurs nucléons d'énergies E≈0,2 GeV, pour l'excitation du noyau final et pour la production multiple de particules relativistes. Il s'agit principalement de pions π+, π 0, π -. Leur nombre par proton primaire d'énergie E 0 ≈0,2 GeV peut atteindre jusqu'à 10. Le noyau excité, en désintégration, émet plusieurs nucléons ou particules α supplémentaires. Les nucléons nés et les particules primaires, interagissant avec les noyaux de l'atmosphère, conduisent au développement d'une cascade nucléaire. Les protons et autres particules contaminées de faible énergie apparaissant lors de chaque collision ralentissent rapidement et sont absorbés en raison des pertes d’ionisation. Les neutrons participent à la multiplication des particules nucléaires actives jusqu'aux énergies les plus basses.

b. Composant dur (muon) naît dans une cascade nucléaire de pions chargés d'énergie E≤100 GeV, se désintégrant selon le schéma : π ± →μ ± + ν μ (ṽ μ), où μ ± sont des muons chargés. Leur masse au repos est de 207 m e et la durée de vie moyenne dans leur propre référentiel est τ 0 = 2*10 6 s ; ν m (ṽ m) - neutrino muonique (antineutrino). Les muons, à leur tour, se désintègrent selon le schéma : μ - →e - *ṽ, μ + →e + *ν. Étant donné que les vitesses des muons sont proches de la vitesse de la lumière, alors, conformément à la théorie de la relativité, leur durée de vie moyenne dans le référentiel associé à la Terre s'avère assez longue. En conséquence, les muons parviennent à voyager à travers toute l’atmosphère et même environ 20 m de sol. Cela est également dû au fait que les muons, et notamment les neutrinos, interagissent faiblement avec la matière. C'est pourquoi le flux de muons et de neutrinos est appelé la composante dure ou pénétrante des rayons cosmiques secondaires.

e. Composant mou (électron-photon). Sa source principale est constituée de pions neutres π 0 formés lors d'une collision nucléaire. Comparés aux pions chargés π + et π -, dont la durée de vie est de 2*10 -6 s, les pions neutres se désintègrent plus rapidement, leur durée de vie moyenne τ=1,8*10 -16 s. Depuis le lieu de sa naissance, le π 0 -pion parvient à se déplacer sur une distance insignifiante x≈c*τ= 3*10 8 *1,8*10 -16 = 5*10 -8 m et se désintègre en deux γ de haute énergie -quanta : π0 → γ + γ. Ces quanta γ énergétiques dans le domaine des noyaux se désintègrent en paires électron-positron, γ→ e - + e + Chacun des électrons résultants a une vitesse élevée et, lors d'une collision avec les noyaux, émet des quanta γ de bremsstrahlung, e - →. e - + γ.. Et ainsi de suite. Un processus semblable à une avalanche se produit.

Une augmentation du nombre d'électrons, de positrons et de quanta γ se produira jusqu'à ce que l'énergie des particules diminue jusqu'à une valeur de 72 MeV. Après cela, les pertes d'énergie prédominantes se produisent par l'ionisation des atomes dans les particules et la diffusion Compton dans les quanta γ. La croissance du nombre de particules dans la douche s'arrête et ses particules individuelles sont absorbées. Le développement maximal de la composante molle se produit à une altitude d'environ 15 km.

Aux très hautes énergies des particules primaires E 0 >. Les avalanches en cascade électron-photon de 5 GeV dans l'atmosphère terrestre acquièrent les caractéristiques spécifiques de vastes averses atmosphériques. Le développement d'une telle averse commence à une altitude de 20 à 25 km. Le nombre total de particules peut atteindre 10 8 -10 9 . Puisqu'une particule dans une gerbe a environ 1 GeV d'énergie, l'énergie de la particule primaire peut être estimée à partir du nombre de particules dans la gerbe.

L'existence de telles douches en cascade a été découverte en 1938 par le Français Pierre Auger. C'est pourquoi on les appelle souvent douches Auger.

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Rayons cosmiques- des particules élémentaires et des noyaux atomiques se déplaçant à haute énergie dans l'espace.

Les bases

Physique des rayons cosmiques considéré comme faisant partie physique des hautes énergies Et physique des particules.

Physique des rayons cosmiquesétudes:

• processus conduisant à l'émergence et à l'accélération des rayons cosmiques ;
• les particules de rayons cosmiques, leur nature et leurs propriétés ;
• phénomènes provoqués par les particules de rayons cosmiques dans l’espace, l’atmosphère de la Terre et des planètes.

L'étude des flux de particules cosmiques chargées et neutres de haute énergie tombant à la limite de l'atmosphère terrestre constitue la tâche expérimentale la plus importante.

Classification selon l'origine des rayons cosmiques :

• en dehors de notre Galaxie
• dans la Galaxie
• au soleil
• dans l'espace interplanétaire

Primaire Il est d'usage d'appeler rayons extragalactiques et galactiques. Secondaire Il est courant d’appeler flux de particules passant et se transformant dans l’atmosphère terrestre.

Les rayons cosmiques sont une composante du rayonnement naturel (rayonnement de fond) à la surface de la Terre et dans l'atmosphère.

Avant le développement de la technologie des accélérateurs, les rayons cosmiques constituaient la seule source de particules élémentaires de haute énergie. Ainsi, le positron et le muon ont été découverts pour la première fois dans les rayons cosmiques.

Le spectre énergétique des rayons cosmiques comprend 43 % d’énergie provenant de protons, 23 % supplémentaires d’énergie d’hélium (particules alpha) et 34 % d’énergie transférée par d’autres particules.

En nombre de particules, les rayons cosmiques sont constitués de 92 % de protons, 6 % de noyaux d'hélium, environ 1 % d'éléments plus lourds et environ 1 % d'électrons. Lors de l'étude des sources de rayons cosmiques en dehors du système solaire, la composante proton-nucléaire est principalement détectée par le flux de rayons gamma qu'elle crée par les télescopes orbitaux à rayons gamma, et la composante électronique est détectée par le rayonnement synchrotron qu'elle génère, qui se produit dans la portée radio (en particulier les ondes métriques - lors du rayonnement dans le champ magnétique du milieu interstellaire), ainsi que les champs magnétiques puissants dans la région de la source de rayons cosmiques - et les gammes de fréquences plus élevées. Par conséquent, le composant électronique peut également être détecté par des instruments astronomiques au sol.

Traditionnellement, les particules observées dans les rayons cosmiques sont divisées dans les groupes suivants : $p\; (Z=1),\; \backslash alpha\; (Z=2),\; L\; (Z=3-5),\; M\; (Z=6-9),\; H\; (Z\; \backslash geqslant\; 10),\; VH\; (Z\; \backslash geqslant\; 20)$(respectivement protons, particules alpha, légères, moyennes, lourdes et super-lourdes). Une caractéristique de la composition chimique du rayonnement cosmique primaire est la teneur anormalement élevée (plusieurs milliers de fois) de noyaux du groupe L (lithium, béryllium, bore) par rapport à la composition des étoiles et des gaz interstellaires. Ce phénomène s'explique par le fait que le mécanisme de génération de particules cosmiques accélère principalement les noyaux lourds qui, lorsqu'ils interagissent avec les protons du milieu interstellaire, se désintègrent en noyaux plus légers. Cette hypothèse est confirmée par le fait que les rayons cosmiques ont un degré d'isotropie très élevé.

Histoire de la physique des rayons cosmiques

La première indication de la possibilité de l'existence de rayonnements ionisants d'origine extraterrestre a été obtenue au début du XXe siècle lors d'expériences étudiant la conductivité des gaz. Le courant électrique spontané détecté dans le gaz ne pouvait pas être expliqué par une ionisation résultant de la radioactivité naturelle de la Terre. Le rayonnement observé s'est avéré si pénétrant qu'un courant résiduel était encore observé dans les chambres d'ionisation, protégées par d'épaisses couches de plomb. En 1911-1912, plusieurs expériences furent réalisées avec des chambres d'ionisation sur des ballons. Hess a découvert que le rayonnement augmente avec l'altitude, alors que l'ionisation provoquée par la radioactivité de la Terre devrait diminuer avec l'altitude. Les expériences de Colherster ont prouvé que ce rayonnement est dirigé de haut en bas.

En 1921-1925, le physicien américain Millikan, étudiant l'absorption du rayonnement cosmique dans l'atmosphère terrestre en fonction de l'altitude d'observation, découvre que dans le plomb ce rayonnement est absorbé de la même manière que le rayonnement gamma des noyaux. Millikan fut le premier à appeler ce rayonnement rayons cosmiques. En 1925, les physiciens soviétiques L.A. Tuvim et L.V. Mysovsky ont mesuré l'absorption du rayonnement cosmique dans l'eau : il s'est avéré que ce rayonnement était dix fois moins absorbé que le rayonnement gamma des noyaux. Mysovsky et Tuwim ont également découvert que l'intensité du rayonnement dépend de la pression barométrique - ils ont découvert « l'effet barométrique ». Les expériences de D.V. Skobeltsyn avec une chambre à nuages ​​placée dans un champ magnétique constant ont permis de « voir », grâce à l'ionisation, des traces (traces) de particules cosmiques. D. V. Skobeltsyn a découvert des gerbes de particules cosmiques. Les expériences sur les rayons cosmiques ont permis de faire un certain nombre de découvertes fondamentales pour la physique du micromonde.

Rayons cosmiques solaires

Les rayons cosmiques solaires (SCR) sont des particules chargées d'énergie - électrons, protons et noyaux - injectées par le Soleil dans l'espace interplanétaire. L'énergie du SCR varie de quelques keV à plusieurs GeV. À l’extrémité inférieure de cette fourchette, les SCR se limitent aux protons provenant des flux de vent solaire à grande vitesse. Les particules SCR apparaissent à la suite d'éruptions solaires.

Rayons cosmiques à très haute énergie

L'énergie de certaines particules dépasse la limite GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - la limite d'énergie théorique des rayons cosmiques 5·10 19 eV, provoquée par leur interaction avec les photons du rayonnement de fond cosmique micro-ondes. Plusieurs dizaines de ces particules ont été enregistrées par l'observatoire AGASA au cours d'une année. (Anglais)russe. Ces observations n’ont pas encore d’explication scientifique suffisamment étayée.

Détection des rayons cosmiques

Longtemps après la découverte des rayons cosmiques, les méthodes d'enregistrement de ceux-ci ne différaient pas des méthodes d'enregistrement des particules dans des accélérateurs, le plus souvent des compteurs à décharge gazeuse ou des émulsions photographiques nucléaires élevées dans la stratosphère ou dans l'espace. Mais cette méthode ne permet pas d'observer systématiquement les particules de haute énergie, car elles apparaissent assez rarement, et l'espace dans lequel un tel compteur peut effectuer des observations est limité par sa taille.

Les observatoires modernes fonctionnent selon des principes différents. Lorsqu'une particule de haute énergie pénètre dans l'atmosphère, elle interagit avec les atomes d'air dans les premiers 100 g/cm², donnant naissance à une rafale de particules, principalement des pions et des muons, qui, à leur tour, donnent naissance à d'autres particules, et ainsi de suite. . Un cône de particules se forme, appelé douche. Ces particules se déplacent à des vitesses supérieures à la vitesse de la lumière dans l’air, ce qui entraîne la lueur Tchérenkov, détectée par les télescopes. Cette technique permet de surveiller des zones du ciel couvrant des centaines de kilomètres carrés.

Implications pour les vols spatiaux

Les astronautes de l'ISS, lorsqu'ils ferment les yeux, ne voient des éclairs lumineux qu'une fois toutes les 3 minutes ; ce phénomène est peut-être associé à l'impact de particules à haute énergie pénétrant dans la rétine. Cependant, cela n'a pas été confirmé expérimentalement ; il est possible que cet effet ait des fondements exclusivement psychologiques.

Une exposition à long terme aux rayonnements cosmiques peut avoir un impact très négatif sur la santé humaine. Pour poursuivre l'expansion de l'humanité vers d'autres planètes du système solaire, il convient de développer une protection fiable contre de tels dangers - des scientifiques russes et américains recherchent déjà des moyens de résoudre ce problème.

Voir aussi

• Observatoire Pierre Auger ( Anglais)

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Remarques

1. // Encyclopédie physique / Ch. éd. A.M. Prokhorov. - M. : Grande Encyclopédie Russe, 1990. - T. 2. Facteur de qualité - Magnéto-optique. - pages 471-474. - 703 p. -ISBN5852700614.
3. Ginzbourg V.L. , Syrovatsky S.I.État actuel de la question sur l'origine des rayons cosmiques // Phys. - 1960. - N° 7.- P. 411-469. - ISSN1996-6652. - URL : ufn.ru/ru/articles/1960/7/b/
4. , Avec. 18.
5. V.L. Ginzburg Rayons cosmiques : 75 ans de recherches et perspectives d'avenir // Terre et Univers. - M. : Nauka, 1988. - N°3. - P. 3-9.
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Littérature

• S.V. Murzin. Introduction à la physique des rayons cosmiques. M. : Atomizdat, 1979.
• Modèle de l'espace extra-atmosphérique - M. : Maison d'édition de l'Université d'État de Moscou, en 3 volumes.
• A.D. Filonenko(Russe) // UFN. - 2012. - T. 182. - pages 793-827.
• Dorman L.I. Fondements expérimentaux et théoriques de l'astrophysique des rayons cosmiques. - M. : Nauka, 1975. - 464 p.
• éd. Shirkov D.V. Physique du micromonde. - M. : Encyclopédie soviétique, 1980. - 528 p.

Links

Composants Nébuleuses Régions de formation d'étoiles Formations circumstellaires Radiation

Extrait caractérisant les rayons cosmiques

A ce moment-là, Petya, à qui personne ne prêtait attention, s'approcha de son père et, tout rouge, d'une voix cassante, tantôt rauque, tantôt maigre, lui dit :
"Eh bien, maintenant, papa, je dirai de manière décisive - et maman aussi, comme tu veux - je dirai de manière décisive que tu me laisseras faire le service militaire, parce que je ne peux pas... c'est tout...
La comtesse leva les yeux au ciel avec horreur, joignit les mains et se tourna avec colère vers son mari.
- Alors j'ai accepté ! - dit-elle.
Mais le comte se remit aussitôt de son excitation.
«Eh bien, eh bien», dit-il. - Voici un autre guerrier ! Arrêtez les bêtises : vous devez étudier.
- Ce n'est pas un non-sens, papa. Fedya Obolensky est plus jeune que moi et vient aussi, et surtout, je ne peux toujours rien apprendre maintenant que... - Petya s'est arrêté, a rougi jusqu'à transpirer et a dit : - quand la patrie est en danger.
- Complet, complet, absurde...
- Mais tu as dit toi-même que nous sacrifierions tout.
"Petya, je te le dis, tais-toi", cria le comte en se retournant vers sa femme qui, pâlissante, regardait fixement son plus jeune fils.
- Et je te le dis. Alors Piotr Kirillovitch dira...
"Je vous le dis, c'est n'importe quoi, le lait n'est pas encore séché, mais il veut faire son service militaire !" Eh bien, eh bien, je vous le dis, » et le comte, emportant les journaux avec lui, probablement pour les relire dans le bureau avant de se reposer, sortit de la chambre.
- Piotr Kirillovich, eh bien, allons fumer...
Pierre était confus et indécis. Les yeux inhabituellement brillants et animés de Natasha, se tournant constamment vers lui avec plus d'affection, l'ont amené dans cet état.
- Non, je pense que je vais rentrer à la maison...
- C'est comme rentrer à la maison, mais tu voulais passer la soirée avec nous... Et puis tu venais rarement. Et celle-ci… » dit le comte avec bonhomie en désignant Natacha, « elle n’est joyeuse que lorsqu’elle est avec toi… »
"Oui, j'ai oublié... Je dois absolument rentrer à la maison... Des choses à faire..." dit précipitamment Pierre.
"Eh bien, au revoir", dit le comte en quittant complètement la pièce.
- Pourquoi tu pars ? Pourquoi es-tu contrarié ? Pourquoi ?.. » demanda Natasha à Pierre en le regardant dans les yeux d'un air de défi.
« Parce que je t'aime ! - il voulait dire, mais il ne l'a pas dit, il rougit jusqu'à pleurer et baissa les yeux.
- Parce que c'est mieux pour moi de te rendre visite moins souvent... Parce que... non, j'ai juste des affaires.
- Pourquoi? non, dis-moi," commença Natasha de manière décisive et se tut soudainement. Ils se regardèrent tous les deux avec peur et confusion. Il essaya de sourire, mais n'y parvint pas : son sourire exprimait la souffrance, et il lui baisa silencieusement la main et partit.
Pierre a décidé de ne plus rendre visite aux Rostov avec lui-même.

Petya, après avoir reçu un refus décisif, se rendit dans sa chambre et là, s'enfermant à l'écart de tout le monde, pleura amèrement. Ils faisaient tout comme s'ils n'avaient rien remarqué, quand il arrivait au thé, silencieux et sombre, les yeux tachés de larmes.
Le lendemain, le souverain arriva. Plusieurs cours de Rostov demandèrent à aller voir le tsar. Ce matin-là, Petya mit beaucoup de temps à s'habiller, à se coiffer et à arranger ses cols comme les grands. Il fronça les sourcils devant le miroir, fit des gestes, haussa les épaules et finalement, sans le dire à personne, il enfila sa casquette et quitta la maison par le porche arrière, en essayant de ne pas se faire remarquer. Petya a décidé d'aller directement à l'endroit où se trouvait le souverain et d'expliquer directement à un chambellan (il semblait à Petya que le souverain était toujours entouré de chambellans) que lui, le comte Rostov, malgré sa jeunesse, voulait servir la patrie, cette jeunesse ne pouvait pas être un obstacle au dévouement et qu'il était prêt... Petya, pendant qu'il se préparait, a préparé de nombreuses paroles merveilleuses qu'il dirait au chambellan.
Petya comptait sur le succès de sa présentation au souverain précisément parce qu'il était un enfant (Petya pensait même à quel point tout le monde serait surpris de sa jeunesse), et en même temps, dans la conception de ses cols, dans sa coiffure et dans son démarche calme et lente, il voulait se présenter comme un vieil homme. Mais plus il allait loin, plus il était amusé par les gens qui allaient et venaient au Kremlin, plus il oubliait d'observer le calme et la lenteur caractéristiques des adultes. En approchant du Kremlin, il commençait déjà à prendre soin de ne pas être poussé à l'intérieur et, résolument, avec un regard menaçant, étendit ses coudes sur les côtés. Mais à la porte de la Trinité, malgré toute sa détermination, des gens qui ne savaient probablement pas dans quel but patriotique il se rendait au Kremlin, le pressèrent si fort contre le mur qu'il dut se soumettre et s'arrêter jusqu'à la porte avec un bourdonnement sous sous les arches, le bruit des voitures qui passent. Près de Petya se tenaient une femme avec un valet de pied, deux marchands et un soldat à la retraite. Après être resté quelque temps à la porte, Petya, sans attendre le passage de toutes les voitures, a voulu avancer devant les autres et a commencé à travailler de manière décisive avec ses coudes ; mais la femme qui se tenait en face de lui, vers laquelle il pointa d'abord ses coudes, lui cria avec colère :
- Quoi, barchuk, tu pousses, tu vois - tout le monde est debout. Pourquoi grimper alors !
"Alors tout le monde va monter", a déclaré le valet de pied et, commençant également à travailler avec ses coudes, il a poussé Petya dans le coin puant du portail.
Petya essuya avec ses mains la sueur qui couvrait son visage et redressa ses cols trempés de sueur, qu'il avait si bien arrangés chez lui, comme les grands.
Petya sentait qu'il avait une apparence imprésentable et craignait que s'il se présentait ainsi aux chambellans, il ne serait pas autorisé à voir le souverain. Mais il n’y avait aucun moyen de récupérer et de déménager ailleurs en raison des conditions exiguës. L'un des généraux de passage était une connaissance des Rostov. Petya voulait demander son aide, mais pensait que ce serait contraire au courage. Lorsque toutes les voitures furent passées, la foule se déchaîna et emporta Petia sur la place, entièrement occupée par le monde. Pas seulement dans les environs, mais sur les pistes, sur les toits, il y avait du monde partout. Dès que Petya s'est retrouvé sur la place, il a clairement entendu les sons des cloches et les joyeuses discussions folkloriques remplissant tout le Kremlin.
À une certaine époque, la place était plus spacieuse, mais tout à coup toutes les têtes s'ouvrirent, tout se précipita ailleurs. Petya a été serré à tel point qu'il ne pouvait plus respirer, et tout le monde a crié : « Hourra ! Hourra! hourra ! Petya se tenait sur la pointe des pieds, poussait, pinçait, mais ne pouvait rien voir à part les gens autour de lui.
Il y avait une expression commune de tendresse et de joie sur tous les visages. La femme d'un marchand, debout à côté de Petya, sanglotait et des larmes coulaient de ses yeux.
- Père, ange, père ! – dit-elle en essuyant ses larmes avec son doigt.
- Hourra ! - ils ont crié de tous côtés. Pendant une minute, la foule resta au même endroit ; mais ensuite elle se précipita à nouveau.
Petya, ne se souvenant pas de lui-même, a serré les dents et a brutalement roulé des yeux, s'est précipité en avant, travaillant avec ses coudes et criant "Hourra!", comme s'il était prêt à se suicider et à tuer tout le monde à ce moment-là, mais exactement les mêmes visages brutaux ont grimpé de ses côtés avec les mêmes cris de « Hourra !
« Voilà donc ce qu’est un souverain ! - pensa Petya. "Non, je ne peux pas lui soumettre une pétition moi-même, c'est trop audacieux !" Malgré cela, il a quand même désespérément avancé, et derrière le dos de ceux qui le précédaient, il a aperçu un espace vide avec un passage recouvert de rouge. tissu; mais à ce moment-là, la foule recula (devant la police repoussait ceux qui s'avançaient trop près du cortège ; le souverain passait du palais à la cathédrale de l'Assomption), et Petya reçut de manière inattendue un tel coup sur le côté en les côtes et il a été tellement écrasé que tout à coup tout dans ses yeux est devenu flou et il a perdu connaissance. Lorsqu'il reprit ses esprits, une sorte d'ecclésiastique, avec un chignon grisonnant en arrière, en soutane bleue usée, probablement un sacristain, le tenait sous son bras d'une main et de l'autre le protégeait de la foule pressante.
- Le jeune a été écrasé ! - dit le sacristain. - Eh bien, c'est tout !.. c'est plus facile... écrasé, écrasé !
L'Empereur se rend à la cathédrale de l'Assomption. La foule se calma à nouveau et le sacristain conduisit Petya, pâle et essoufflé, jusqu'au canon du tsar. Plusieurs personnes ont eu pitié de Petya, et tout à coup toute la foule s'est tournée vers lui, et une bousculade a commencé autour de lui. Ceux qui se rapprochaient le servaient, déboutonnaient sa redingote, posaient un fusil sur l'estrade et faisaient des reproches à quelqu'un - à ceux qui l'écrasaient.
"Vous pouvez l'écraser à mort de cette façon." Qu'est-ce que c'est! Pour commettre un meurtre ! « Regardez, cordial, il est devenu blanc comme une nappe », disaient les voix.
Petya reprit bientôt ses esprits, la couleur revint sur son visage, la douleur disparut, et pour ce trouble temporaire il reçut une place sur le canon, d'où il espérait voir le souverain qui était sur le point de revenir. Petya ne pensait plus à déposer une pétition. Si seulement il pouvait le voir, il se considérerait heureux !
Pendant le service dans la cathédrale de l'Assomption - un service de prière combiné à l'occasion de l'arrivée du souverain et une prière de remerciement pour la conclusion de la paix avec les Turcs - la foule s'est dispersée ; Des vendeurs criants de kvas, de pain d'épices et de graines de pavot sont apparus, ce que Petya aimait particulièrement, et des conversations ordinaires pouvaient être entendues. La femme d'un marchand montra son châle déchiré et dit combien il avait été acheté cher ; un autre a déclaré que de nos jours, tous les tissus en soie sont devenus chers. Le sacristain, le sauveur de Petya, discutait avec le fonctionnaire de qui et qui servait aujourd'hui avec le révérend. Le sacristain répéta plusieurs fois le mot soborne, que Petya ne comprit pas. Deux jeunes commerçants plaisantaient avec les filles de la cour en rongeant des noix. Toutes ces conversations, surtout les blagues avec les filles, qui avaient un attrait particulier pour Petya à son âge, toutes ces conversations n'intéressaient plus Petya maintenant ; Vous étiez assis sur son estrade, toujours inquiet à la pensée du souverain et de son amour pour lui. La coïncidence du sentiment de douleur et de peur lorsqu'il était envahi par un sentiment de plaisir renforça encore en lui la conscience de l'importance de ce moment.
Soudain, des coups de canon ont été entendus depuis la digue (ils tiraient pour commémorer la paix avec les Turcs), et la foule s'est rapidement précipitée vers la digue pour les regarder tirer. Petya voulait aussi y courir, mais le sacristain, qui avait pris la petite écorce sous sa protection, ne le laissa pas entrer. Les coups de feu continuaient encore lorsque les officiers, les généraux et les chambellans sortaient en courant de la cathédrale de l'Assomption, puis d'autres sortaient moins précipitamment, les casquettes leur étaient de nouveau ôtées et ceux qui s'étaient enfuis pour regarder les canons revinrent en courant. Finalement, quatre autres hommes en uniformes et rubans sortirent des portes de la cathédrale. " Hourra ! Hourra! – a encore crié la foule.
- Lequel? Lequel? - Petya a demandé autour de lui d'une voix qui pleurait, mais personne ne lui a répondu ; tout le monde était trop emporté, et Petya, choisissant un de ces quatre visages, qu'il ne pouvait pas voir clairement à cause des larmes qui lui montaient aux yeux de joie, concentra toute sa joie sur lui, même si ce n'était pas le souverain, cria « Hourra ! d'une voix frénétique et a décidé que demain, peu importe ce que cela lui coûterait, il serait militaire.
La foule courut après le souverain, l'accompagna jusqu'au palais et commença à se disperser. Il était déjà tard, et Petya n'avait rien mangé, et la sueur coulait de lui comme de la grêle ; mais il ne rentra pas chez lui et, avec une foule réduite mais néanmoins assez nombreuse, se tenait devant le palais, pendant le dîner du souverain, regardant par les fenêtres du palais, attendant autre chose et enviant également les dignitaires qui arrivaient en voiture jusqu'à le porche - pour le dîner du souverain, et les laquais de chambre qui servaient à table et passaient par les fenêtres.
Lors du dîner du souverain, Valuev a déclaré en regardant par la fenêtre :
"Les gens espèrent toujours voir Votre Majesté."
Le déjeuner était déjà terminé, le souverain se leva et, finissant son biscuit, sortit sur le balcon. Les gens, avec Petya au milieu, se précipitèrent vers le balcon.
-Ange, père ! Hourra, père !.. - les gens et Petya ont crié, et encore une fois les femmes et quelques hommes plus faibles, dont Petya, ont commencé à pleurer de bonheur. Un assez gros morceau du biscuit, que le souverain tenait à la main, se brisa et tomba sur la balustrade du balcon, depuis la balustrade jusqu'au sol. Le conducteur le plus proche de lui, en maillot de corps, s'est précipité vers ce morceau de biscuit et l'a saisi. Une partie de la foule se précipita vers le cocher. S'en apercevant, le souverain fit servir une assiette de biscuits et commença à lancer des biscuits depuis le balcon. Les yeux de Petya devinrent injectés de sang, le danger d'être écrasé l'excitait encore plus, il se jeta sur les biscuits. Il ne savait pas pourquoi, mais il devait prendre un biscuit des mains du roi, et il ne devait pas céder. Il s'est précipité et a renversé une vieille femme qui attrapait un biscuit. Mais la vieille femme ne se considérait pas vaincue, même si elle était allongée par terre (la vieille femme attrapait les biscuits et ne les récupérait pas avec ses mains). Petya a repoussé sa main avec son genou, a attrapé le biscuit et, comme s'il avait peur d'être en retard, a de nouveau crié « Hourra ! », d'une voix rauque.
L'empereur partit, et après cela la plupart des gens commencèrent à se disperser.
"J'ai dit qu'il faudrait attendre encore un peu, et c'est ce qui s'est passé", ont déclaré joyeusement les gens de différents bords.
Même si Petya était heureux, il était toujours triste de rentrer chez lui et de savoir que tout le plaisir de cette journée était terminé. Du Kremlin, Petya n'est pas rentré chez lui, mais chez son camarade Obolensky, qui avait quinze ans et qui a également rejoint le régiment. De retour chez lui, il annonça résolument et fermement que s'il n'était pas laissé entrer, il s'enfuirait. Et le lendemain, même s'il n'avait pas encore complètement abandonné, le comte Ilya Andreich partit chercher comment installer Petya dans un endroit plus sûr.

Le 15 au matin, le troisième jour après, d'innombrables voitures se trouvaient au palais Slobodsky.
Les salles étaient pleines. Dans le premier il y avait des nobles en uniforme, dans le second des marchands avec des médailles, des barbes et des caftans bleus. Il y eut du bourdonnement et du mouvement dans toute la salle de la Noble Assemblée. A une grande table, sous le portrait du souverain, les nobles les plus importants étaient assis sur des chaises à haut dossier ; mais la plupart des nobles se promenaient dans la salle.
Tous les nobles, ceux-là mêmes que Pierre voyait tous les jours, soit au club, soit dans leurs maisons, étaient tous en uniforme, les uns chez Catherine, les autres chez Pavlov, les autres chez le nouvel Alexandrov, les autres dans la noblesse générale, et ce général Le caractère de l'uniforme donnait quelque chose d'étrange et de fantastique à ces vieux et jeunes, aux visages les plus divers et les plus familiers. Les personnes âgées, malvoyantes, édentées, chauves, couvertes de graisse jaune ou ridées et maigres, étaient particulièrement frappantes. Pour la plupart, ils étaient assis sur leur siège et restaient silencieux, et s'ils marchaient et parlaient, ils rejoignaient quelqu'un de plus jeune. Tout comme sur les visages de la foule que Petya a vu sur la place, sur tous ces visages il y avait un trait frappant du contraire : une attente générale de quelque chose de solennel et d'ordinaire, hier - la fête de Boston, Petrouchka la cuisinière, la santé de Zinaida Dmitrievna. , etc.
Pierre, qui portait depuis le petit matin un uniforme de noble noble devenu trop serré pour lui, était dans les couloirs. Il était enthousiasmé : le rassemblement extraordinaire non seulement de la noblesse, mais aussi des marchands - les domaines, les états généraux - évoquait en lui toute une série de pensées longtemps abandonnées, mais profondément gravées dans son âme sur le Contrat social. Contrat social] et la Révolution française. Les paroles qu'il a relevées dans l'appel selon lesquelles le souverain arriverait dans la capitale pour conférer avec son peuple le confirmaient dans ce point de vue. Et lui, croyant qu'en ce sens quelque chose d'important approchait, quelque chose qu'il attendait depuis longtemps, se promenait, regardait attentivement, écoutait la conversation, mais il ne trouvait nulle part l'expression des pensées qui l'occupaient.

Les rayons cosmiques sont généralement appelés un ensemble de flux de noyaux atomiques de haute énergie, principalement des protons, tombant sur la Terre depuis l'espace, et du rayonnement secondaire qu'ils génèrent dans l'atmosphère terrestre, dans laquelle se trouvent toutes les particules élémentaires actuellement connues.

§ 54. DÉCOUVERTE DES RAYONS COSMIQUES

La recherche sur les rayons cosmiques a commencé au début de ce siècle, en relation avec l'étude de la cause de la fuite continue de charge des électroscopes. L'électroscope hermétiquement fermé se décharge même avec l'isolation la plus parfaite.

En 1910-1925. Diverses expériences en ballon et sous terre ont montré que la cause de ce phénomène était un rayonnement fortement pénétrant, qui provient de quelque part en dehors de la Terre et dont l'intensité diminue à mesure qu'il pénètre dans l'atmosphère. Il provoque l'ionisation de l'air dans la chambre d'ionisation et la décharge associée des électroscopes. Millikan a appelé ce flux de rayonnement rayons cosmiques.

Dans d'autres expériences, un changement dans l'intensité du rayonnement cosmique (densité de flux de particules) a été établi en fonction de l'altitude d'observation (Fig. 105).

Riz. 105. Dépendance du nombre de particules cosmiques sur la hauteur en unités relatives)

L'intensité des rayons cosmiques augmente relativement rapidement jusqu'à environ l'altitude au-dessus du niveau de la mer, puis le taux de croissance

ralentit et en altitude l'intensité atteint sa valeur maximale. En montant à haute altitude, on observe une diminution, et à partir de l'altitude, l'intensité des rayons cosmiques reste constante. À la suite de nombreuses expériences, il a été établi que les rayons cosmiques arrivent uniformément à la surface de la Terre de tous les côtés et qu'il n'y a aucun endroit dans l'Univers qui puisse être qualifié de source de rayons cosmiques.

De nombreuses découvertes fondamentales ont été réalisées dans l’étude des rayons cosmiques. Ainsi, en 1932, Anderson découvre un positon dans les rayons cosmiques, prédit par la théorie de Dirac. En 1937, Anderson et Niedermayer découvrirent les mésons et indiquèrent le type de leur désintégration. En 1947, Powell découvrit les mésons - qui, selon la théorie de Yukawa, étaient nécessaires pour expliquer les forces nucléaires. En 1955, la présence de mésons K dans les rayons cosmiques a été établie, ainsi que de particules neutres lourdes dont la masse dépasse celle d'un proton - les hypérons. La recherche sur les rayons cosmiques a conduit à l’introduction d’une caractéristique quantique appelée étrangeté. Les expériences avec les rayons cosmiques ont également soulevé la question de la possibilité d'une non-conservation de la parité. Des processus de génération multiple de particules lors d’un seul événement de collision ont été découverts pour la première fois dans les rayons cosmiques.

Les recherches de ces dernières années ont permis de déterminer la section efficace efficace pour l'interaction des nucléons de haute énergie avec les noyaux. Étant donné que les rayons cosmiques contiennent des particules dont l'énergie peut atteindre 100, les rayons cosmiques sont la seule source d'informations sur l'interaction de particules d'une énergie aussi élevée.

L'utilisation de fusées et de satellites artificiels dans l'étude des rayons cosmiques a conduit à de nouvelles découvertes : la découverte des ceintures de rayonnement terrestre. La capacité d'étudier le rayonnement cosmique primaire au-delà de l'atmosphère terrestre a créé de nouvelles méthodes d'étude de l'espace galactique et intergalactique. Ainsi, les études des rayons cosmiques, passées du domaine de la géophysique au domaine de la physique nucléaire et de la physique des particules élémentaires, associent désormais étroitement l'étude de la structure du microcosme aux problèmes de l'astrophysique.

Dans le cadre de la création d'accélérateurs avec des énergies de l'ordre des dizaines, le centre de gravité de la direction nucléaire dans la physique des rayons cosmiques s'est déplacé vers la région des ultra-hautes énergies, où les études sur les interactions nucléaires, la structure des nucléons et autres particules élémentaires continuer. De plus, une direction indépendante est apparue - l'étude des rayons cosmiques sous les aspects géophysiques et astrophysiques. Le sujet de recherche ici est : les rayons cosmiques primaires proches de la Terre (composition chimique, spectre énergétique, répartition spatiale) ; rayons solaires (leur génération, leur mouvement vers la Terre et leur influence sur la Terre

ionosphère); l'influence du milieu interplanétaire et interstellaire et des champs magnétiques sur les rayons cosmiques ; des ceintures de radiations près de la Terre et d'autres planètes ; origine des rayons cosmiques. Le moyen le plus important pour étudier ces problèmes est l'étude détaillée des différentes variations du flux de rayons cosmiques observées sur la Terre et à proximité.

Boris Arkadiévitch Khrenov,
Docteur en Sciences Physiques et Mathématiques, Institut de recherche en physique nucléaire nommé d'après. Université d'État D. V. Skobeltsyn de Moscou. M. V. Lomonosova
« Science et Vie » n°10, 2008

Près de cent ans se sont écoulés depuis la découverte des rayons cosmiques, des flux de particules chargées provenant des profondeurs de l'Univers. Depuis, de nombreuses découvertes ont été faites concernant le rayonnement cosmique, mais de nombreux mystères demeurent. L'un d'eux est peut-être le plus intrigant : d'où viennent les particules d'une énergie supérieure à 10 20 eV, soit près d'un milliard de milliards d'électrons-volts, un million de fois supérieur à ce qui sera obtenu dans l'accélérateur le plus puissant - le Grand collisionneur de hadrons ? Quelles forces et quels champs accélèrent les particules jusqu’à des énergies aussi monstrueuses ?

Les rayons cosmiques ont été découverts en 1912 par le physicien autrichien Victor Hess. Il était employé de l'Institut du Radium de Vienne et menait des recherches sur les gaz ionisés. À cette époque, ils savaient déjà que tous les gaz (y compris l'atmosphère) sont toujours légèrement ionisés, ce qui indiquait la présence d'une substance radioactive (comme le radium) soit dans le gaz, soit à proximité d'un appareil mesurant l'ionisation, probablement dans la croûte terrestre. Des expériences consistant à soulever un détecteur d'ionisation dans un ballon ont été conçues pour tester cette hypothèse, puisque l'ionisation du gaz devrait diminuer avec la distance de la surface de la Terre. La réponse fut inverse : Hess découvrit des radiations dont l’intensité augmentait avec l’altitude. Cela suggérait l'idée qu'ils provenaient de l'espace, mais l'origine extraterrestre des rayons n'a finalement été prouvée qu'après de nombreuses expériences (W. Hess n'a reçu le prix Nobel qu'en 1936). Rappelons que le terme « rayonnement » ne signifie pas que ces rayons sont de nature purement électromagnétique (comme la lumière du soleil, les ondes radio ou les rayons X) ; il servait à découvrir un phénomène dont la nature n'était pas encore connue. Et bien qu’il soit vite devenu évident que le composant principal des rayons cosmiques était constitué de particules chargées accélérées, les protons, le terme a été conservé. L’étude de ce nouveau phénomène a rapidement commencé à produire des résultats qui sont généralement considérés comme « à la pointe de la science ».

La découverte immédiate de particules cosmiques de très haute énergie (bien avant la création de l'accélérateur de protons) a soulevé la question : quel est le mécanisme d'accélération des particules chargées dans les objets astrophysiques ? Aujourd’hui, nous savons que la réponse s’est avérée non triviale : un accélérateur naturel « cosmique » est radicalement différent des accélérateurs artificiels.

Il est vite devenu clair que les protons cosmiques, volant à travers la matière, interagissent avec les noyaux de ses atomes, donnant naissance à des particules élémentaires instables jusqu'alors inconnues (elles ont été observées principalement dans l'atmosphère terrestre). L'étude du mécanisme de leur naissance a ouvert une voie fructueuse pour la construction d'une taxonomie des particules élémentaires. En laboratoire, ils ont appris à accélérer des protons et des électrons et à en produire d'énormes flux, incomparablement plus denses que les rayons cosmiques. En fin de compte, ce sont les expériences sur l'interaction de particules recevant de l'énergie dans des accélérateurs qui ont conduit à la création d'une image moderne du micromonde.

En 1938, le physicien français Pierre Auger a découvert un phénomène remarquable : des gerbes de particules cosmiques secondaires résultant de l'interaction de protons primaires et de noyaux d'énergies extrêmement élevées avec les noyaux des atomes atmosphériques. Il s'est avéré que dans le spectre des rayons cosmiques se trouvent des particules avec une énergie de l'ordre de 10 15 –10 18 eV - des millions de fois plus que l'énergie des particules accélérées en laboratoire. L'académicien Dmitri Vladimirovitch Skobeltsyn attachait une importance particulière à l'étude de ces particules et immédiatement après la guerre, en 1947, avec ses plus proches collègues G. T. Zatsepin et N. A. Dobrotin, organisa des études approfondies sur les cascades de particules secondaires dans l'atmosphère, appelées douches d'air étendues ( EAS) . L'histoire des premières études sur les rayons cosmiques se trouve dans les livres de N. Dobrotin et V. Rossi. Au fil du temps, l'école de D.V. Skobeltsyna est devenue l'une des plus puissantes au monde et a déterminé pendant de nombreuses années les principales orientations de l'étude des rayons cosmiques à ultra haute énergie. Ses méthodes ont permis d'élargir la gamme d'énergies étudiées de 10 9 –10 13 eV, enregistrées sur des ballons et des satellites, à 10 13 –10 20 eV. Deux aspects ont rendu ces études particulièrement attractives.

Premièrement, il est devenu possible d'utiliser des protons de haute énergie créés par la nature elle-même pour étudier leur interaction avec les noyaux des atomes atmosphériques et déchiffrer la structure la plus fine des particules élémentaires.

Deuxièmement, il est devenu possible de trouver dans l’espace des objets capables d’accélérer des particules à des énergies extrêmement élevées.

Le premier aspect s’est avéré moins fructueux qu’espéré : l’étude de la structure fine des particules élémentaires nécessitait bien plus de données sur l’interaction des protons que ne peuvent en fournir les rayons cosmiques. Dans le même temps, une contribution importante aux idées sur le micromonde a été apportée par l'étude de la dépendance des caractéristiques les plus générales de l'interaction des protons vis-à-vis de leur énergie. C'est au cours de l'étude des EAS qu'une caractéristique a été découverte dans la dépendance du nombre de particules secondaires et de leur distribution d'énergie sur l'énergie de la particule primaire, associée à la structure quark-gluon des particules élémentaires. Ces données ont ensuite été confirmées par des expériences réalisées sur des accélérateurs.

Aujourd'hui, des modèles fiables de l'interaction des rayons cosmiques avec les noyaux des atomes atmosphériques ont été construits, qui ont permis d'étudier le spectre énergétique et la composition de leurs particules primaires des plus hautes énergies. Il est devenu clair que les rayons cosmiques ne jouent pas moins de rôle dans la dynamique du développement de la Galaxie que ses champs et flux de gaz interstellaire : l'énergie spécifique des rayons cosmiques, du gaz et du champ magnétique est approximativement égale à 1 eV par cm 3. Avec un tel équilibre énergétique dans le milieu interstellaire, il est naturel de supposer que l'accélération des particules de rayons cosmiques se produit très probablement dans les mêmes objets qui sont responsables du chauffage et de la libération de gaz, par exemple dans les novae et les supernovae lors de leur explosion.

Le premier mécanisme d'accélération des rayons cosmiques a été proposé par Enrico Fermi pour des protons entrant en collision chaotique avec des nuages ​​​​magnétisés de plasma interstellaire, mais n'a pas pu expliquer toutes les données expérimentales. En 1977, l'académicien Hermogenes Filippovich Krymsky a montré que ce mécanisme devrait accélérer beaucoup plus fortement les particules des restes de supernova aux fronts des ondes de choc, dont les vitesses sont de plusieurs ordres de grandeur supérieures à celles des nuages. Aujourd'hui, il a été démontré de manière fiable que le mécanisme d'accélération des protons et des noyaux cosmiques par une onde de choc dans les coquilles des supernovae est le plus efficace. Mais il est peu probable qu'il soit capable de le reproduire dans des conditions de laboratoire : l'accélération se produit relativement lentement et nécessite d'énormes quantités d'énergie pour retenir les particules accélérées. Dans les obus de supernova, ces conditions existent en raison de la nature même de l’explosion. Il est remarquable que l’accélération des rayons cosmiques se produise dans un objet astrophysique unique, responsable de la synthèse de noyaux lourds (plus lourds que l’hélium) réellement présents dans les rayons cosmiques.

Dans notre Galaxie, il existe plusieurs supernovae connues vieilles de moins de mille ans qui ont été observées à l’œil nu. Les plus célèbres sont la nébuleuse du Crabe dans la constellation du Taureau (« Le Crabe » est le vestige de l'explosion de la Supernova en 1054, notée dans les chroniques orientales), Cassiopée-A (observée en 1572 par l'astronome Tycho Brahe) et la Supernova de Kepler. dans la constellation d'Ophiuchus (1680). Les diamètres de leurs coquilles sont aujourd'hui de 5 à 10 années-lumière (1 année-lumière = 10 16 m), c'est-à-dire qu'elles se dilatent à une vitesse de l'ordre de 0,01 la vitesse de la lumière et sont situées à des distances d'environ dix mille lumière années de la Terre. Les coquilles de Supernovae (« nébuleuses ») ont été observées dans les domaines optique, radio, X et gamma par les observatoires spatiaux Chandra, Hubble et Spitzer. Ils ont montré de manière fiable que l’accélération des électrons et des protons, accompagnée du rayonnement X, se produit réellement dans les coquilles.

Environ 60 restes de supernova âgés de moins de 2 000 ans pourraient remplir l'espace interstellaire de rayons cosmiques d'une énergie spécifique mesurée (~ 1 eV par cm 3), alors que moins de dix d'entre eux sont connus. Cette pénurie s'explique par le fait que dans le plan de la Galaxie, où se concentrent les étoiles et les supernovae, il y a beaucoup de poussière, qui ne transmet pas la lumière à l'observateur sur Terre. Les observations en rayons X et gamma, pour lesquels la couche de poussière est transparente, ont permis d'élargir la liste des « jeunes » coquilles de supernova observées. La plus récente de ces coquilles nouvellement découvertes était la Supernova G1.9+0.3, observée avec le télescope à rayons X Chandra à partir de janvier 2008. Les estimations de la taille et du taux d'expansion de sa coquille indiquent qu'elle s'est enflammée il y a environ 140 ans, mais qu'elle n'était pas visible dans le domaine optique en raison de l'absorption complète de sa lumière par la couche de poussière de la Galaxie.

Les données sur les supernovae explosant dans notre Voie lactée sont complétées par des statistiques beaucoup plus riches sur les supernovae dans d’autres galaxies. La confirmation directe de la présence de protons et de noyaux accélérés est le rayonnement gamma avec des photons de haute énergie résultant de la désintégration de pions neutres - produits de l'interaction des protons (et des noyaux) avec la matière source. De tels photons à haute énergie sont observés à l'aide de télescopes qui détectent la lueur Vavilov-Cherenkov émise par les particules secondaires de l'EAS. L'instrument le plus avancé de ce type est un réseau de six télescopes créé en collaboration avec HESS en Namibie. Les rayons gamma du Crabe furent les premiers à être mesurés, et leur intensité devint la mesure d'intensité pour d'autres sources.

Le résultat obtenu confirme non seulement la présence d'un mécanisme d'accélération des protons et des noyaux dans une Supernova, mais permet également d'estimer le spectre des particules accélérées : les spectres des rayons gamma « secondaires » et des protons et noyaux « primaires » sont très proche. Le champ magnétique du Crabe et sa taille permettent l'accélération de protons jusqu'à des énergies de l'ordre de 10 15 eV. Les spectres des particules de rayons cosmiques dans la source et dans le milieu interstellaire sont quelque peu différents, puisque la probabilité que les particules quittent la source et la durée de vie des particules dans la Galaxie dépendent de l'énergie et de la charge de la particule. La comparaison du spectre énergétique et de la composition des rayons cosmiques mesurés près de la Terre avec le spectre et la composition à la source a permis de comprendre la durée pendant laquelle les particules voyagent parmi les étoiles. Il y avait beaucoup plus de noyaux de lithium, de béryllium et de bore dans les rayons cosmiques proches de la Terre que dans la source - leur nombre supplémentaire apparaît comme le résultat de l'interaction de noyaux plus lourds avec le gaz interstellaire. En mesurant cette différence, nous avons calculé le montant X la substance à travers laquelle passent les rayons cosmiques en errant dans le milieu interstellaire. En physique nucléaire, la quantité de matière qu’une particule rencontre sur son chemin se mesure en g/cm2. Cela est dû au fait que pour calculer la réduction du flux de particules lors de collisions avec des noyaux de matière, il est nécessaire de connaître le nombre de collisions d'une particule avec des noyaux qui ont différentes zones (sections) transversales à la direction de la particule. En exprimant la quantité de matière dans ces unités, on obtient une échelle de mesure unique pour tous les noyaux.

Valeur trouvée expérimentalement X~ 5–10 g/cm2 permet d'estimer la durée de vie t rayons cosmiques dans le milieu interstellaire : t ≈ X/ρ c, Où c- vitesse des particules approximativement égale à la vitesse de la lumière, ρ ~10 –24 g/cm 3 - densité moyenne du milieu interstellaire. La durée de vie des rayons cosmiques est donc d'environ 108 ans. Ce temps est bien plus long que le temps de vol d'une particule se déplaçant à une vitesse Avec en ligne droite de la source à la Terre (3·10 4 ans pour les sources les plus éloignées du côté de la Galaxie opposé à nous). Cela signifie que les particules ne se déplacent pas en ligne droite, mais subissent une diffusion. Les champs magnétiques chaotiques des galaxies avec induction B ~ 10 –6 gauss (10 –10 tesla) les déplacent autour d'un cercle avec un rayon (gyroradius) R. = E/3 × 10 4 B, où R. en m, E- énergie des particules en eV, V - induction du champ magnétique en gauss. À des énergies de particules modérées E

Approximativement en ligne droite, seules les particules énergétiques proviendront de la source E> 10 19 eV. Par conséquent, la direction des particules produisant des EAS avec des énergies inférieures à 10 19 eV n'indique pas leur source. Dans cette région énergétique, il ne reste plus qu'à observer le rayonnement secondaire généré dans les sources elles-mêmes par les protons et les noyaux de rayons cosmiques. Dans la région énergétique observable du rayonnement gamma ( E

L'idée des rayons cosmiques en tant que phénomène galactique « local » s'est avérée vraie uniquement pour les particules d'énergies modérées E

En 1958, Georgiy Borisovich Christiansen et German Viktorovich Kulikov ont découvert un changement radical dans l'apparence du spectre énergétique des rayons cosmiques à une énergie de l'ordre de 3·10 15 eV. Aux énergies inférieures à cette valeur, les données expérimentales sur le spectre des particules étaient généralement présentées sous la forme d'une « loi de puissance », de sorte que le nombre de particules N avec une énergie donnée E était considérée comme inversement proportionnelle à l'énergie de la particule à la puissance γ : N(E) = un/Eγ (γ est l'indicateur de spectre différentiel). Jusqu'à une énergie de 3·10 15 eV, l'indicateur γ = 2,7, mais lors du passage à des énergies plus élevées, le spectre énergétique connaît une « cassure » : pour les énergies E> 3·10 15 eV γ devient 3,15. Il est naturel d'associer ce changement de spectre à l'approche de l'énergie des particules accélérées à la valeur maximale possible calculée pour le mécanisme d'accélération des Supernovae. Cette explication de la rupture du spectre est également étayée par la composition nucléaire des particules primaires dans la gamme d'énergie 10 15 –10 17 eV. Les informations les plus fiables à ce sujet sont fournies par les installations EAS complexes - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade". Avec leur aide, on obtient non seulement des informations sur l'énergie des noyaux primaires, mais aussi des paramètres en fonction de leur numéro atomique - la "largeur" ​​de la gerbe, le rapport entre le nombre d'électrons et de muons, entre le nombre des plus énergétiques électrons et leur nombre total. Toutes ces données indiquent qu'avec une augmentation de l'énergie des particules primaires depuis la limite gauche du spectre avant sa rupture jusqu'à l'énergie après la rupture, leur masse moyenne augmente. Ce changement dans la composition massique des particules est cohérent avec le modèle d'accélération des particules dans les supernovae : il est limité par l'énergie maximale, qui dépend de la charge de la particule. Pour les protons, cette énergie maximale est de l'ordre de 3,10 15 eV et augmente proportionnellement à la charge de la particule accélérée (noyau), de sorte que les noyaux de fer sont effectivement accélérés jusqu'à ~10 17 eV. L'intensité des flux de particules dont l'énergie dépasse le maximum diminue rapidement.

Mais l'enregistrement de particules avec des énergies encore plus élevées (~3,10 18 eV) a montré que le spectre des rayons cosmiques non seulement ne se rompt pas, mais revient à la forme observée avant la rupture !

Mesures du spectre énergétique dans la région des énergies « ultra-hautes » ( E> 10 18 eV) sont très difficiles à réaliser en raison du petit nombre de ces particules. Pour observer ces événements rares, il est nécessaire de créer un réseau de détecteurs du flux de particules EAS et du rayonnement Vavilov-Tcherenkov et du rayonnement ionisant (fluorescence atmosphérique) générés par celles-ci dans l'atmosphère sur une superficie de centaines, voire de milliers. de kilomètres carrés. Pour des installations aussi grandes et complexes, des emplacements sont choisis avec une activité économique limitée, mais avec la capacité d'assurer un fonctionnement fiable d'un grand nombre de détecteurs. De telles installations ont été construites d'abord sur des superficies de plusieurs dizaines de kilomètres carrés (Iakoutsk, Havera Park, Akeno), puis des centaines (AGASA, Fly's Eye, HiRes), et enfin des installations de plusieurs milliers de kilomètres carrés se créent désormais (Observatoire Pierre Auger à Argentine, installation télescopique dans l'Utah, USA).

La prochaine étape dans l’étude des rayons cosmiques à ultra haute énergie sera le développement d’une méthode de détection des EAS en observant la fluorescence atmosphérique depuis l’espace. En coopération avec plusieurs pays, la Russie crée le premier détecteur spatial EAS, le projet TUS. Un autre détecteur de ce type devrait être installé sur la Station spatiale internationale ISS (projets JEM-EUSO et KLPVE).

Que savons-nous aujourd’hui des rayons cosmiques à ultra haute énergie ? La figure du bas montre le spectre énergétique des rayons cosmiques d'énergies supérieures à 10 18 eV, qui ont été obtenus à l'aide d'installations de dernière génération (HiRes, Observatoire Pierre Auger) ainsi que des données sur les rayons cosmiques d'énergies inférieures, qui, comme indiqué ci-dessus, appartiennent à la Voie Lactée. On peut voir qu'aux énergies 3·10 18 –3·10 19 eV, l'indice différentiel du spectre d'énergie a diminué jusqu'à une valeur de 2,7–2,8, exactement la même que celle observée pour les rayons cosmiques galactiques, lorsque les énergies des particules sont bien inférieures à celles des rayons cosmiques galactiques. maximum possible pour les accélérateurs galactiques. Cela n'indique-t-il pas qu'aux très hautes énergies, le flux principal de particules est créé par des accélérateurs d'origine extragalactique avec une énergie maximale nettement supérieure à celle galactique ? La rupture dans le spectre des rayons cosmiques galactiques montre que la contribution des rayons cosmiques extragalactiques change fortement lors du passage de la région des énergies modérées 10 14 –10 16 eV, où elle est environ 30 fois inférieure à la contribution des rayons galactiques (le spectre indiquée par la ligne pointillée sur la figure), jusqu'à la région des ultra-hautes énergies où elle devient dominante.

Au cours des dernières décennies, de nombreuses données astronomiques ont été accumulées sur des objets extragalactiques capables d'accélérer des particules chargées à des énergies bien supérieures à 10 19 eV. Un signe évident qu'un objet de taille D peut accélérer les particules en énergie E, est la présence sur toute la longueur de cet objet d'un champ magnétique B tel que le rayon de gyro de la particule est inférieur D. Ces sources potentielles comprennent les radiogalaxies (émettant de fortes émissions radio) ; noyaux de galaxies actives contenant des trous noirs ; galaxies en collision. Tous contiennent des jets de gaz (plasma) se déplaçant à des vitesses énormes, approchant la vitesse de la lumière. De tels jets jouent le rôle d'ondes de choc nécessaires au fonctionnement de l'accélérateur. Pour estimer leur contribution à l'intensité observée des rayons cosmiques, il faut prendre en compte la répartition des sources sur les distances de la Terre et les pertes énergétiques des particules dans l'espace intergalactique. Avant la découverte de l’émission radio cosmique de fond, l’espace intergalactique semblait « vide » et transparent non seulement aux rayonnements électromagnétiques, mais également aux particules de très haute énergie. La densité du gaz dans l'espace intergalactique, selon les données astronomiques, est si petite (10 –29 g/cm 3) que même à d'énormes distances de centaines de milliards d'années-lumière (10,24 m), les particules ne rencontrent pas les noyaux de gaz. atomes. Cependant, lorsqu'il s'est avéré que l'Univers est rempli de photons de faible énergie (environ 500 photons/cm 3 d'énergie E f ~10 –3 eV), restant après le Big Bang, il est devenu clair que les protons et les noyaux d'énergie supérieure E~5·10 19 eV, la limite Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK), doit interagir avec les photons et perdre b Ô la majeure partie de votre énergie. Ainsi, l'écrasante partie de l'Univers, située à des distances de plus de 10 7 années-lumière de nous, s'est avérée inaccessible à l'observation dans des rayons d'énergie supérieure à 5·10 19 eV. Des données expérimentales récentes sur le spectre des rayons cosmiques de très haute énergie (installation HiRes, Observatoire Pierre Auger) confirment l'existence de cette limite énergétique pour les particules observées depuis la Terre.

Comme on peut le constater, il est extrêmement difficile d'étudier l'origine des rayons cosmiques de très haute énergie : la majorité des sources possibles de rayons cosmiques des plus hautes énergies (au-dessus de la limite GZK) sont si éloignées que les particules perdent de l'énergie. acquis à la source en route vers la Terre. Et à des énergies inférieures à la limite GZK, la déviation des particules par le champ magnétique de la Galaxie est toujours importante et il est peu probable que la direction d'arrivée des particules puisse indiquer la position de la source sur la sphère céleste.

Dans la recherche de sources de rayons cosmiques à ultra-haute énergie, une analyse de la corrélation de la direction d'arrivée mesurée expérimentalement de particules avec des énergies suffisamment élevées est utilisée - de telle sorte que les champs de la Galaxie dévient légèrement les particules de la direction vers le source. Les installations de la génération précédente n'ont pas encore fourni de données convaincantes sur la corrélation de la direction d'arrivée des particules avec les coordonnées d'une classe d'objets astrophysiques spécialement sélectionnée. Les dernières données de l'Observatoire Pierre Auger peuvent être considérées comme un espoir d'obtenir dans les années à venir des données sur le rôle des sources de type AGN dans la création de flux intenses de particules avec des énergies de l'ordre de la limite GZK.

Il est intéressant de noter que l'installation AGASA a reçu des indications sur l'existence de directions « vides » (celles où il n'y a pas de sources connues), le long desquelles arrivent deux voire trois particules lors de l'observation. Cela a suscité un grand intérêt parmi les physiciens impliqués dans la cosmologie - la science de l'origine et du développement de l'Univers, inextricablement liée à la physique des particules élémentaires. Il s'avère que certains modèles de la structure du microcosme et du développement de l'Univers (théorie du Big Bang) prédisent la préservation dans l'Univers moderne de particules élémentaires supermassives d'une masse de l'ordre de 10 23 -10 24 eV, dont la question devrait se situer au tout début du Big Bang. Leur répartition dans l’Univers n’est pas très claire : ils peuvent soit être répartis uniformément dans l’espace, soit « attirés » vers des régions massives de l’Univers. Leur principale caractéristique est que ces particules sont instables et peuvent se désintégrer en particules plus légères, notamment en protons, photons et neutrinos stables, qui acquièrent d'énormes énergies cinétiques - plus de 10 à 20 eV. Les endroits où de telles particules sont préservées (défauts topologiques de l'Univers) peuvent s'avérer être des sources de protons, de photons ou de neutrinos de très haute énergie.

Comme dans le cas des sources galactiques, l'existence d'accélérateurs extragalactiques de rayons cosmiques à très haute énergie est confirmée par les données des détecteurs de rayons gamma, par exemple les télescopes HESS, dirigés vers les objets extragalactiques ci-dessus - sources potentielles de rayons cosmiques.

Parmi eux, les plus prometteurs étaient les noyaux galactiques actifs (AGN) dotés de jets de gaz. L'un des objets les plus étudiés de l'installation HESS est la galaxie M87 dans la constellation de la Vierge, à 50 millions d'années-lumière de notre Galaxie. En son centre se trouve un trou noir, qui fournit de l'énergie aux processus proches de lui et, en particulier, au jet géant de plasma appartenant à cette galaxie. L'accélération des rayons cosmiques dans M87 est directement confirmée par les observations de son rayonnement gamma, le spectre énergétique des photons d'une énergie de 1 à 10 TeV (10 12 – 10 13 eV), observé à l'installation HESS. L'intensité des rayons gamma observée par M87 est d'environ 3 % de l'intensité du crabe. En tenant compte de la différence de distance avec ces objets (5000 fois), cela signifie que la luminosité de M87 dépasse de 25 millions de fois celle du Crabe !

Les modèles d'accélération de particules générés pour cet objet indiquent que l'intensité des particules accélérées dans M87 pourrait être si grande que même à une distance de 50 millions d'années-lumière, la contribution de cette source pourrait produire l'intensité observée des rayons cosmiques avec des énergies supérieures à 10,19 eV. .

Mais voici un mystère : dans les données modernes sur les EAS vers cette source, il n'y a pas d'excès de particules d'une énergie de l'ordre de 10 19 eV. Mais cette source n'apparaîtra-t-elle pas dans les résultats des futures expériences spatiales, à des énergies telles que les sources lointaines ne contribueront plus aux événements observés ? La situation de rupture du spectre énergétique peut se répéter, par exemple à une énergie de 2·10 20 . Mais cette fois, la source devrait être visible lors des mesures de la direction de la trajectoire de la particule primaire, car les énergies > 2,10 20 eV sont si élevées que les particules ne devraient pas être déviées dans les champs magnétiques galactiques.

Comme on le voit, après un siècle d'étude des rayons cosmiques, nous attendons à nouveau de nouvelles découvertes, cette fois un rayonnement cosmique de très haute énergie, dont la nature est encore inconnue, mais qui peut jouer un rôle important dans la structure de l'Univers.

Littérature:
1) Dobrotine N.A. Rayons cosmiques. - M. : Maison d'édition. Académie des sciences de l'URSS, 1963.
2) Murzin contre.S. Introduction à la physique des rayons cosmiques. - M. : Maison d'édition. Université d'État de Moscou, 1988.
3) Panasyuk M.I. Les étrangers de l'univers ou les échos du Big Bang. - Friazino : « Vek2 », 2005.
4) Rossi B. Rayons cosmiques. - M. : Atomizdat, 1966.
5) Khrenov B.A. Météores relativistes// La science en Russie, 2001, n° 4.
6) Khrenov B.A. et Panasyuk M.I. Messagers de l'espace : loin ou proche ?// Nature, 2006, n°2.
7) Khrenov B.A. et Klimov P.A. Ouverture prévue// Nature, 2008, n°4.