Космические лучи

9. Космические  лучи

9.1. История исследования    

 Космические лучи −  одно из интереснейших явлений  природы, изучение которого дало значительные результаты и представляет исключительный интерес в связи с актуальными проблемами ядерной физики и астрофизики. Космические лучи были открыты в начале XX века в экспериментах Кольхерстера, Гоккеля, Гесса. Последний высказал гипотезу о существовании особого проникающего, ионизующего излучения, идущего сверху и ослабляющегося вследствие поглощения атмосферой по мере проникновения в нижние слои. 
    В экспериментах Кольхерстера с использованием воздушного шара (1913-1914 гг.) был изучен ход возрастания ионизации до высот 9 тыс. метров. Эксперименты показали внеземное происхождение этого вида излучения. В дальнейшем в экспериментах Милликена (1922-1925 гг.) регистрирующая аппаратура поднималась на высоту 15.5 км на шарах-зондах. В течение долгого времени до 1929 года ионизационная камера оставалась единственным детектором при исследовании космических лучей. В результате экспериментов, выполненных с помощью ионизационных камер, было установлено изменение ионизационного эффекта в зависимости от глубины уровня наблюдения, и определен коэффициент поглощения космического излучения в атмосфере. 
    Природу космического излучения исследовали, используя в качестве детектора камеру Вильсона, и наиболее детально, когда ее поместили в магнитное поле. Впервые это сделал Д.В.Скобельцын. Эти эксперименты показали, что среди космических частиц присутствуют как положительно, так и отрицательно заряженные частицы. Предположение о том, что наблюдаемые в камере Вильсона легкие частицы с положительным зарядом являются позитронами, было впервые высказано Андерсеном. В этих экспериментах было осуществлено открытие позитрона, что явилось подтверждением теории Дирака, развиваемой в это время. 
    В экспериментах с камерой Вильсона было открыто новое явление − образование ливней, состоящих из многих заряженных частиц. Но следует заметить, что все эти исследования проводились под очень толстым слоем атмосферы (1000 г на 1 см²). К этой серии экспериментов следует отнести также эксперименты, выполненные Росси, который регистрировал космические частицы, используя счетчики Гейгера, расположенные под различными толщинами вещества (свинца). Удалось обнаружить существование двух компонент космического излучения на уровне Земли: мягкой, которая быстро поглощалась свинцовым фильтром, и жесткой, которая проникала под свинец значительной толщины. Дальнейшее изучение показало, что мягкая компонента состоит в основном из электронов вторичного происхождения, а жесткая компонента − из мюонов тоже вторичного происхождения. Вопрос об энергии, несомой космическими частицами, и об их природе исследовался долгие годы в экспериментах как на уровне моря, так и на различных высотах в атмосфере. В этих исследованиях при энергиях 100÷300 ГэВ помимо позитронов были открыты мюоны, π-мезоны (π^± и π⁰) и странные частицы (K-мезоны и Λ-гипероны), а также детально изучено множественное рождение вторичных частиц в результате сильного взаимодействия. 
    Долгое время космические лучи были основным источником частиц высоких энергий для изучения процессов, происходящих при их взаимодействиях с атомными ядрами, пока не вступили в строй ускорители частиц, позволившие значительно точнее изучать эти явления.

9.2. Методы исследования космического излучения   

 В настоящее время  в связи с развитием экспериментальной  техники исследование космических  лучей выполняется за пределами  атмосферы (на спутниках) и  на больших высотах в атмосфере  Земли с использованием шаров-зондов. Процессы, происходящие в земной  атмосфере, исследовались с помощью  многочисленных экспериментальных  установок, располагающихся как  на поверхности Земли, так и  в подземных лабораториях. Схематическое  изображение этих экспериментов  можно увидеть на рис. 65.

Рис. 65. Схематическое изображение  экспериментов по изучению космического излучения.

 

    На рис. 66 показаны основные  процессы, которые происходят с  первичной космической частицей  при попадании ее в атмосферу  Земли.

Рис. 66. Схематическое изображение  процессов, происходящих с первичными частицами в атмосфере Земли.

 

    Экспериментальные установки  для изучения космических частиц, расположенные на горах, состоят,  как правило, из детекторов  калориметрического типа, в которых  помимо определения энергии упавшей  частицы можно проследить также  за вторичными процессами, происходящими  при прохождении космической  частицы через вещество калориметра. 
    Калориметрические установки могут иметь большую площадь (10×10 кв. м). В качестве регистрирующих детекторов в калориметрах используются сцинтилляторы, ионизационные камеры и рентгенэмульсионные пленки. Помимо калориметров экспериментальные установки содержат детекторы черенковского излучения, детекторы, регистрирующие испускание сцинтилляционного света частицами в атмосфере Земли ("fly's eye"), а также большое число сцинтилляционных детекторов, покрывающих значительные площади вокруг калориметрических детекторов (вплоть до 1×1 кв. км). Детекторы, покрывающие большие площади, служат для регистрации широких атмосферных ливней, создаваемых космическими частицами высокой энергии при прохождении через атмосферу.

9.3. Энергетический спектр первичного космического излучения    

 Особый интерес представляет  изучение энергетического спектра  первичного космического излучения.  На рис. 67 показаны экспериментальные  данные об интенсивности первичных  космических частиц в разных  энергетических интервалах, полученные  в многочисленных экспериментах.  Приводятся данные для протонов  и всех силыювзаимодействующих частиц, включая ядра. Отдельно показан спектр электронов, позитронов, антипротонов там, где эти частицы идентифицированы. Интенсивность космических частиц при энергии LHC составляет 10⁴ событий на км^-2 год^-1 − на LHC при этой же энергии можно получить > 10⁷ событий в один день.

Рис. 67. Дифференциальный энергетический спектр первичного космического излучения. Стрелками над энергетической шкалой показаны энергии частиц, получающиеся на различных ускорителях (действующих: SpS, HERA, RHIC, TEVATRON и LHC).

 

    Данные об энергетическом  спектре первичного космического  излучения особенно интересны  для решения различного рода  астрофизических задач. Из рисунка  видно, что диапазон изменения  энергии первичных космических  частиц очень широк: от 10⁰ до 10¹¹ ГэВ. В разных энергетических интервалах для определения энергии первичной частицы используются различные методики. В начальном участке энергетического спектра энергии первичных протонов определялись по широтному эффекту космического излучения. Благодаря существованию магнитного поля у Земли, на экватор могут попасть частицы, энергия которых превышает 15 ГэВ. В полярные области могут проникать частицы любых энергий. 
    Значительное количество экспериментов выполнено за пределами атмосферы Земли. В диапазоне энергий от 10² до 10⁵ ГэВ в качестве детекторов использовались калориметрические установки, располагающиеся на искусственных спутниках Земли или шарах-зондах. При энергиях > 10⁵ ГэВ энергия определялась по широким атмосферным ливням, развивающимся в атмосфере и регистрируемым на поверхности Земли. 
    Энергетический спектр первичного космического излучения можно аппроксимировать степенной функцией: dN/dE = a₀/E^γ. В дифференциальном спектре показатель степени γ = 2.8 при энергиях до 10⁵ ГэВ. В интервале энергий 10⁵−10⁶ ГэВ показатель γ изменяется плавно и при Е > 10⁶ ГэВ становится равным 3.2. При Е > 10¹⁰ ГэВ снова намечается тенденция к изменению показателя спектра вплоть до γ ~ 2.8. 
    Таким образом, можно отметить следующие особенности первичного спектра космического излучения: излом спектра при Е − 10⁶ ГэВ (называемый в литературе "колено"), излом спектра при ~10¹⁰ ГэВ (называемый "лодыжка"). Частицы с энергией > 10¹¹ ГэВ принято называть ультравысокоэнергичными космическими частицами (UHECR). К настоящему времени наблюдено порядка 10 таких частиц. По гипотезе Грайзена, Зацепина, Кузьмина (ГЗК) таких частиц вообще не должно быть, т.е. спектр должен обрываться. Гипотеза ГЗК состоит в том, что первичные космические частицы высоких энергий сталкиваются с реликтовым γ-излучением, заполняющим Вселенную, открытым в середине 60-х годов. В результате такого столкновения космические частицы должны терять значительную долю энергии и выбывать из данного энергетического интервала. Наблюдение UHECR противоречит этой гипотезе и ставит новый вопрос: каково происхождение таких частиц? 
    На рис. 68 показан участок энергетического спектра космических частиц, в котором наблюдались UHECR. Линиями показано предполагаемое изменение спектров вследствие эффекта ГЗК. Основная реакция, которая может объяснить уменьшение интенсивности высокоэнергичных частиц, есть взаимодействие протона с реликтовым фотоном и образование при этом дельта-изобары, которая распадается затем на пион и протон. Пороговая энергия при этом E_th = km_πm_p/2ε ≈ 10¹⁹ эВ, гдеε = 10^-3 эВ, что соответствует температуре реликтового фотона Т ≈ 2.7°К. Если предположить, что вместо протона образуется какая-либо более тяжелая частица с массой М_X, то пороговая энергия может сдвинуться в область более высоких энергий, названную сверхвысокоэнергичной областью для гипотезы ГЗК (Super GZK).

Рис. 68. Энергетический спектр космических  частиц в области UHECR.

 

    Пока только один эксперимент  (AGASA) свидетельствует об отсутствии  эффекта ГЗК и существовании  UHECR. 
    Отмеченные особенности энергетического спектра первичного космического излучения связываются с различными гипотезами о происхождении космических лучей. Возможно, что большая часть космических частиц имеет галактическое происхождение, а частицы очень высоких энергий − метагалактическое.

9.4. Природа первичного космического излучения   

 При изучении первичного  космического излучения помимо  энергии, которую несут космические  частицы, представляет интерес  их природа. Природа первичного  космического излучения достаточно  хорошо изучена при сравнительно  невысоких энергиях первичных  частиц. 
    В табл. 15 показан состав космического излучения в зависимости от заряда ядра Z.

Таблица 15. Состав космического излучения в зависимости  от заряда ядра Z

Z	Элементы	Доля частиц F		Z	Элементы	Доля частиц F
1	Н	485		13-14	Al, Si	0.19
2	Не	26		15-16	Р, S	0.03
3-5	Li, В	0.40		17-18	С1, Аг	0.01
6-8	С,0	2.2		19-20	К, Са	0.02
9-10	F, Ne	0.3		21-25	Se, Mn	0.06
11-12	Na, Mg	0.22		26-28	Fe, Ni	0.12

 

    Доля F, показанная в таблице,  приводится относительно ядер  кислорода, поток которых при  кинетической энергии 10.6 ГэВ/нуклон  равен 3.26·10^-6 см^-2 с^-1 стер^-1 (ГэВ/нуклон)^-1. 
    На рис. 69 показан дифференциальный спектр космических частиц различной природы с кинетической энергией от 10¹ до 10⁶ МэВ/нуклон. Основную долю частиц составляют протоны, затем ядра гелия, углерода и железа.

Рис. 69. Дифференциальный спектр первичного космического излучения.

 

    Природа космических частиц  при более высоких энергиях  изучается. Получаемые экспериментальные  данные пока противоречивы, но  имеются указания, что при более  высоких энергиях преобладают  ядра тяжелее водорода.

9.5. Космические лучи в атмосфере Земли

Дифференциальный энергетический спектр первичных протонов при энергиях до 10⁵ ГэВ дастся выражением

I_N(E, 0) ≈ 1.8Е^γ нуклонов·см^-2·стер^-1·ГэВ^-1,

где γ = 2.7. 
    Первичные космические протоны (или ядра), попадая в атмосферу Земли и сталкиваясь с атомами воздуха (кислород и азот), образуют вторичную компоненту космического излучения.

Рис. 70. Вертикальный поток космических  частиц в атмосфере с энергией Е > 1 ГэВ. Значками показаны данные измерений для отрицательных мюонов с Eμ > 1 ГэВ.

 

    На рис. 70 показан вертикальный  поток космических частиц с  энергией > 1 ГэВ в зависимости  от глубины в атмосфере. Поглощение  первичных нуклонов в атмосфере  с образованием вторичных частиц  происходит по экспоненте, которая  на рисунке показана прямой  линией. Таким образом, вертикальная  интенсивность нуклонов на глубине  X (г·см^-2) в атмосфере дается выражением I_N(Е,Х) ≈ I_N(Е,0)е^-X/Λ, где Λ − пробег до поглощения нуклонов в воздухе. 
    Соответствующее выражение для вертикальной интенсивности заряженных пионов с энергией Е_π < ε_π, ε_π = 115 ГэВ, Λ ≈ 120 г·см^-2на высоте 15 км

Z_Nπ ≈ 0.079, т.к. большинство пионов с энергией меньше, чем критическая энергия ε_π, скорее распадаются, чем взаимодействуют. От распада π⁺π^--мезонов накапливаются μ⁺μ^--мезоны и сопровождающие их нейтрино ν_{μ μ}. При распаде π⁰-мезонов на фотоны образуются электроны и позитроны (е⁺,е^-).

9.6. Экзотические события в космических лучах

Кентавр-события   

 Многолетние измерения  процессов, происходящих с космическими  частицами в атмосфере Земли,  выполненные различными экспериментальными  методиками, привели к обнаружению  ряда экзотических явлений, не  укладывающихся в современное  представление о взаимодействиях  при высоких и сверхвысоких  энергиях. Одним из первых экзотических  явлений, наблюденным в 80-х  годах прошлого века, было событие,  зарегистрированное установкой  калориметрического типа. В этом  событии наблюдалось аномальное  соотношение между заряженными  и нейтральными адронами, возникшими  при соударении частицы высокой  энергии с ядром углерода. В  соответствии с принципом изотопической  инвариантности количество нейтральных  пионов должно равняться количеству  заряженных пионов. Событие, которое  было зарегистрировано японскими  физиками, содержало только заряженные  пионы при полном отсутствии  нейтральных. Это событие было названо "Кентавром". Дальнейшие эксперименты с аналогичной методикой, выполняющиеся в разных коллаборациях (коллаборация "Памир", японо-бразильская коллаборация и др.), были нацелены на поиск таких событий. 
    До настоящего времени такие события не наблюдались в экспериментах, выполняющихся на ускорителях. Это в первую очередь связано с тем, что в космических лучах эти события наблюдаются в области фрагментации налетающей частицы, которая не регистрируется в экспериментах на ускорителях. Тем не менее, планируется поиск таких событий в экспериментах на коллайдерс LHC. 
    В табл. 16 приводится статистика Кентавр-событий, накопленная за все эти годы.