4. Что мы знаем о космических лучах

4.1. Крутая траектория познания состава космического излучения

    Вопрос о составе космических лучей и есть, по сути, вопрос об их природе. Первые исследователи космических частиц полагали, что это – гамма-излучение – нейтральные фотоны, падающие на атмосферу из космоса. Эта гипотеза преобладала среди многих учёных довольно продолжительное время. Однако, исследование каскадов вторичных частиц, наблюдающихся в атмосфере, не подтвердили эту гипотезу.
    Первыми предположившими, что космические лучи - это поток заряжённых частиц, были В. Боте и В. Кольхёрстер. Они проделали ряд опытов с детекторами радиоактивных излучений на земле и обнаружили, что частицы, регистрирующиеся их прибором, обладают большей проникающей способностью и не могут быть рождёнными при взаимодействии фотонов со стенками детекторов. Однако их выводы из результатов экспериментов окончательно не воспринимались, т.к. в то время физика процессов взаимодействия частиц с веществом не была в достаточной мере ясна.
    Большую роль в выяснении природы космических лучей сыграли камеры Вильсона, позволившие визуализировать треки частиц (см.рис. 2.2). Эксперименты Д.Скобельцына с применением камеры и последующие опыты, предпринятые Б. Росси, показали, что таинственное космическое излучение обладает достаточно высокой энергией, чтобы проникнуть сквозь большие толщи вещества и при этом испытывает сложные взаимодействия как в атмосфере (широкие атмосферные ливни), так и в материале самих детекторов. Поэтому в течение длительного времени оставался открытым вопрос о природе первичного излучения, т.е. о природе тех частиц, которые падают непосредственно на атмосферу.
    Давайте вспомним о том, что наша планета – Земля – магнит. Именно существование магнитного поля Земли сыграло решающую роль в определении состава того первичного излучения, которое и интересовало учёных-космиков.

Рис. 4.1. Магнитное поле Земли имеет форму диполя. Ось диполя смещена относительно оси вращения Земли на ~11o. Поэтому географический экватор не совпадает с геомагнитным. В магнитном поле первичные заряженные частицы (например, протоны) и нейтральные (например, гамма-кванты) ведут себя по-разному: первые им отклоняются, а вторые движутся по прямым траекториям

    Взгляните на рис. 4.1. Магнитное поле Земли имеет так называемую дипольную форму: у него есть северный и южный полюса, и оно изменяется в зависимости от расстояния: чем дальше от Земли, тем поле слабее, а при заданном расстоянии оно усиливается по мере приближения к полюсам.
    Нейтральные частицы (например, фотоны) пересекают магнитное поле, не замечая его. Другое дело – заряжённые частицы – их траектории будут искривляться. Причём радиус кривизны их траектории в магнитном поле будет зависеть от их энергии, а точнее – импульса (произведения массы частицы на скорость – mv).
   Из теории известно соотношение:

E(эВ)/Z = 300BR(гаусс^.см),

называемое магнитной жёсткостью. Именно оно и определяет параметры траектории частицы в магнитном поле. Из формулы для магнитной жёсткости видно, что траектория зависит и от заряда частицы Z: для однократно заряжённой частицы, например, протона радиус кривизны R в магнитном поле В будет больше, чем для двукратно заряжённого иона гелия – альфа-частицы с той же энергией.
    Отсюда ясно, что наше магнитное поле может служить прибором, созданным самой природой для определения состава падающих на Землю частиц.
    Первыми, предложившими использовать магнитное поле Земли в качестве естественного сепаратора заряжённых и нейтральных частиц, были те же В. Боте и В. Кольхёрстер (именно они на основе своих экспериментов поверили, что первичная компонента космического излучения заряжена, а не нейтральна).
    Голландский физик Дж. Клей, путешествуя в 1927 г. от Лейдена до Суэцкого канала обнаружил уменьшение интенсивности космического излучения. Это было первым указанием на существование широтного эффекта космических лучей – изменения их интенсивности в зависимости от широты: на экватор, вследствие дипольного характера магнитного поля Земли проникает гораздо меньше частиц, чем на высокие широты.
   Не все этому поверили. Р. Милликен (именно он назвал неизвестное космическое излучение космическими лучами), не обнаружив заметного эффекта изменения интенсивности частиц между Боливией и Пасаденой в Калифорнии (в 1928 г.), продолжал настаивать на фотонной гипотезе происхождения космических лучей.
    Но организованные в 1932 г. многочисленные эксперименты А. Комптона дали убедительные аргументы в пользу альтернативной гипотезы состава космических лучей. Позднее, в 1936-38 годах, С. Вернов осуществил измерения широтного эффекта космических лучей, проведя стратосферные эксперименты на шарах-зондах в Индийском океане на теплоходе “Серго”. Он подтвердил результаты, полученные А. Комптоном по исследованию широтного эффекта и вывода о том, что космические частицы заряжены. Оказалось, что на экваторе поток космических лучей в 4 раза был меньше потока, наблюдавшегося на высоких широтах. Более того, он пришёл к выводу, что большая часть первичной космической радиации состоит из электронов и позитронов. Он писал: “Представляется наиболее вероятным, что первичное космическое излучение почти исключительно состоит из электронов и позитронов”. (Отметим, что незадолго перед этим, в 1932 г., К. Андерсон открыл положительный электрон - позитрон (об этом будет рассказано в главе 10). Этот вывод был неверным. Уже в 1946 году С. Вернов отказывается от него, тщательно исследовав эффекты прохождения частиц через атмосферу на больших высотах.
   Широтная асимметрия космического излучения не единственная в пространственном распределении частиц, наблюдаемых на Земле. Следует ожидать асимметрии восток-запад, если первичные частицы не нейтральны, а заряжены. Положительно заряженные частицы должны отклоняться к востоку, а отрицательные – к западу. Б. Росси провёл первые эксперименты для проверки этой гипотезы ( 1931 г.) и не обнаружил заметного эффекта. Т. Джонсон, осуществляя подобные эксперименты в Мексике в 1933 г., обнаружил восточно-западную асимметрию прихода первичных частиц. Это явилось указанием на то, что первичное излучение состоит из положительно заряженных частиц. Неожиданный результат! Ведь большинство физиков до этого полагало, что если первичное излучение и является заряженными частицами, то это – отрицательно заряженные частицы – электроны (и позитроны).
   Существование в космических лучах позитронов было выявлено в 1940 г. стратосферными экспериментами М. Шайна. Более того, анализируя результаты по прохождению космического излучения через разные толщи свинцовой защиты, М. Шайн пришёл к выводу, что оно состоит “скорее всего, из протонов”. Этот вывод был правильным и получил подтверждение в работах по исследованию процессов взаимодействия космических лучей с атмосферой и в в экспериментах С. Вернова в 1949 г. в стратосфере в районе Индийского океана по исследованию восточно-западной асимметрии, который ничего не знал о работах М. Шайна.
    Следующий шаг в познании природы космического излучения был сделан с помощью детекторов, позволявших оценить массу частицы и её энергию. Это – РЭК – ядерные эмульсии. Одновременно две группы исследователей из США под руководством Э. Нея, Г. Брадта и Б. Питерса провели исследования с помощью эмульсий на высоте 29 км и обнаружили в них треки тяжёлых частиц, принадлежащих к первичному космическому излучению. Так были обнаружены в космических лучах частицы тяжелее протонов. Но их было значительно меньше. И это сейчас понятно: ведь наша Вселенная почти полностью состоит из водорода.
    Ну, а как быть с электронами, позитронами и фотонами в первичном излучении, составлявших основу гипотезы о происхождении космических лучей вплоть до 1940 г.? Их тоже нашли в первичном излучении. Но в количествах, несравненно меньших по отношению к протонам.
    Так, порой очень замысловато и драматично, пролегала траектория движения науки к тому, что сейчас кажется очевидным…
    О том, как мы сегодня представляем состав космических лучей, пойдёт речь в дальнейших разделах книги.

4.2. Из чего состоят космические лучи?

    К космическим лучам относятся как заряженные, так и нейтральные частицы: атомы различных элементов от водорода до самых “тяжёлых” представителей периодической системы Менделеева, а также такие элементарные частицы, как нейтроны, электроны, мезоны и другие. Диапазон их энергий крайне велик – достаточно сказать, что он простирается более чем на 14–15 порядков величины. Потоки космических лучей сильно меняются в зависимости от энергии – при малых энергиях их значительно больше, чем при высоких и сверхвысоких энергиях.
    Более ~90% частиц космических лучей составляют атомы водорода, на гелий приходится около ~7% и менее ~1% – на более тяжёлые элементы. Атомы космических лучей лишены электронных оболочек, т.е. по сути, это – полностью ионизованные атомы, или “голые ядра”. Причина этого – взаимодействие с веществом в процессе их переноса во Вселенной. Взаимодействуя с нейтральными частицами, они теряют свои электронные оболочки (так называемый процесс перезарядки). Как показывают расчеты, средний путь, который проходят частицы от места генерации, достаточен, чтобы потерять все орбитальные электроны за счёт взаимодействий с космической средой.
    Естественно задаться вопросом: как химический состав космических лучей соотносится с составом звезд во Вселенной, с составом ближайшей к нам звезды – Солнца? Ответ дан в таблице 4.1., где приводится относительное содержание различных элементов в составе космических лучей, на Солнце и в звёздах.
    Можно видеть, что состав космических лучей приблизительно соответствует распространённости элементов во Вселенной за исключением двух случаев: во-первых, в космических лучах наблюдается значительно больше лёгких ядер (Li, Be, B) и, во-вторых, - тяжелых ядер – вблизи железа.

Таблица 4.1. Содержание некоторых элементов в космических лучах на Солнце и в звёздах относительно ядер кислорода (О).

    Как сформировался именно такой состав космических лучей? Почему существуют различия в составе звёзд и частиц, приходящих к нам из Вселенной? Об этом пойдёт речь далее, а пока продолжим рассмотрение их состава.
    Помимо ядер различных элементов в составе космических лучей имеются электроны. При равных энергиях интенсивность электронов в 100 раз меньше, чем протонов. В отличие от протонов и более тяжёлых ядер, максимальная энергия электронов находится, вероятно, где-то в районе ~10¹⁴ эВ, т.к. ожидается, что при больших энергиях их поток должен резко уменьшаться из-за так называемых синхротронных потерь.
    Существуют ли античастицы в составе космических лучей? Их присутствие могло бы свидетельствовать о наличии во Вселенной значительного количества антивещества. Сейчас имеются лишь надёжные экспериментальные данные о существовании антипротонов в составе космических лучей в ограниченном диапазоне энергий. Поиск античастиц с массами тяжелее антипротонов – задача будущих экспериментов.

4.3. Энергетические спектры ядер космических лучей

    Космические лучи имеют громадный диапазон энергий: от ~10⁶ до, по крайней мере, ~10²¹ эВ. Обычно используют следующие сокращения для единиц энергии:

    Для ядер, тяжелее протонов, обычно используют единицы эВ/нуклон, т.е. это - полная энергия частицы, разделённая на число нуклонов в ядре.
    Для того, чтобы представить масштаб величин энергий космических лучей, достаточно взглянуть на таблицу 4.2.

Таблица 4.2. Энергия различных видов излучений

    Из таблицы 4.2 видно, что максимальная измеренная энергия космических лучей превышает доступную в наземных экспериментах на 9 порядков – в миллиард раз! Насколько велика энергия частицы величиной в 1 3эВ? Энергия такой субатомной частицы величиной 3^.10²⁰ эВ приближается к энергиям макромира: она может разогнать шайбу массой 200 г до скорости 80 км/ч!
   Здесь уместно сопоставить энергии космических частиц с энергиями частиц “сделанных” на Земле человеком.
    Наиболее мощный ускоритель частиц, расположенный в лаборатории имени Ферми (“Фермилаб”) в Чикаго, США, может разгонять частицы до энергий только 1.8 ТэВ – 1.8 триллиона электронвольт. Даже строящийся в настоящее время гигантский ускоритель в Женеве, в Европейском центре ядерных исследований – СERN – LHC (Большой адронный коллайдер), не сможет приблизиться к энергиям космических лучей, достижимых в природе, - он будет ускорять частицы до 14 ТэВ.
    Важнейшей характеристикой космических лучей является энергетический спектр - зависимость между потоком частиц (F) и их кинетической энергией (Е). Направленный дифференциальный поток определяется количеством частиц N с энергией в диапазоне от Е до Е + Е, падающих на единицу площади в единицу времени t и в единице телесного угла :

где dS, d, dt и dE – элементы площади телесного угла, времени и энергии. В данном случае F(E) – дифференциальный энергетический спектр, в отличие от интегрального

    Поток частиц, проинтегрированный по телесному углу, носит название всенаправленного.
   Ввиду большого диапазона изменения потоков и энергий космических лучей энергетические спектры частиц принято изображать в двойном логарифмическом масштабе, т.е. lg F(E) = f(lg E). Наиболее часто для аппроксимаций используется степенная функция, т.е. lg F(E)  lg , где - (показатель спектра). В двойном логарифмическом масштабе степенная функция имеет вид прямой линии с наклоном .

Рис. 4.2. Энергетический спектр "всех частиц" космических частиц без разделения их на отдельные компоненты. При энергиях более 1010 эВ он имеет наклон E-2.7, испытывая укручение в районе "колена" (~1015 эВ). При этих энергиях потоки частиц более стабильны, а в области энергий менее ~1010 МэВ испытывают значительные вариации под действием солнечной активности (см. гл. 12). Предельная зарегистрированная энергия космических частиц в районе "ступни" составляет 3.1020 эВ

    Рассмотрим некоторые обобщающие сведения об энергетических спектрах космических лучей.
    Если просуммировать дифференциальные потоки F всех частиц космических лучей(без разделения по Z), измеренных в различных экспериментах (рис. 4.2), то мы получим в двойном логарифмическом масштабе практически прямую линию для наклона спектра в виде

,

т.е. показатель практически постоянен в широком (10 порядков величины!) диапазоне энергий. На самом деле это не так. И вскоре мы это увидим.
    Интересно отметить, каковы потоки частиц при различных энергиях. Так, при энергии ~10 ГэВ их поток составляет 1 частицу на 1 м² в 1 сек, в ПэВ-ной области – 1 частица на 1 м² в 1 год, а при близких к максимальным энергиям, при нескольких ЕэВ, – 1 частица на 1 км² в 1 год.
   Из экспериментальной физики известно, что для получения достоверного результата необходимо набрать достаточную статистику событий, т.е. зарегистрировать события с ошибкой, значительно меньшей по сравнению с измеряемой величины. Известно, что ошибка n измерений числа n событий может быть выражена формулой n = n^1/2. Например, при 100 измерениях одной и той же физической величины ошибка составит 10%. Можно себе представить, какого размера должна быть установка и сколько времени должен продолжаться эксперимент, если на верхней границе спектра потоки частиц КЛ столь малы! Очевидно, что это должны быть установки с эффективной площадью регистрации частиц в тысячи квадратных километров. И даже при таких масштабах физикам придётся ждать многие месяцы и, возможно, годы регистрации одной частицы в ЗэВ-ной области энергии.
    Выше мы рассмотрели спектр “всех частиц” космических лучей, без его дифференциации на различные компоненты.
   На рис. 4.3 показаны энергетические спектры ряда элементов (Н, He, C и Fe) – отдельных компонент КЛ. Здесь представление спектра ограничено ПэВ-ной областью энергий: для более высоких энергиях пока нет данных о составе космических лучей. Обращает внимание наличие максимума в спектре различных ядер при энергиях в 300-500 МэВ. Это – так называемый модуляционный пик. О нём будет рассказано в главах 12 и 13.
   Обратите внимание также на то, что наклон g практически одинаков для всех частиц со значением  ~ 2.7 до энергий ~1 ПэВ. При этих энергиях, а точнее при ~3 ПэВ, в спектре наблюдается излом - “колено”, по терминологии физиков-космиков. Этот излом обнаруживается, прежде всего, в спектре “всех частиц” (т.е. суммарном спектре всех компонентов космических лучей).

Рис. 4.3. Энергетические спектры отдельных компонент космических лучей.

Рис. 4.4. Энергетический спектр “всех частиц”. Хорошо видно “колено” при ~3.1015 эВ и “ступня”. Потоки частиц резко уменьшаются с увеличением энергии: при Е~1019 эВ наблюдается лишь ~1 частица, падающая на площадку в один км2 в год. Приведена шкала гирорадиусов (ларморовских) радиусов протонов в магнитном поле напряжённостью в 3 мкГс. При ультра-высоких энергиях >1019 эВ радиусы траекторий протонов должны превышать размеры нашей Галактики.

   На рис. 4.4 показан суммарный спектр “всех частиц” космических лучей (без разделения на компоненты), в котором “колено” отчётливо видно при энергии ~3 ПэВ. Данное представление спектра отличается от приведенного на рис. 4.3 только тем, что для наглядности шкала ординат – поток, умножена на коэффициент Е^2.75. Это позволило искусственно представить спектр всех частиц более плоским и, тем самым, более детально показать имеющуюся особенность в спектре - “колено” при Е = 3 ПэВ и “ступню” при Е > 1 ЕэВ. Мы вернёмся к теме “колена” и “ступни” в спектре КЛ в последующих разделах, где будем рассматривать методы измерений КЛ и вопросы их происхождения. Пока лишь отметим, что область “колена” замечательна во многих отношениях.

1. Эта область энергий, по-видимому, соответствует предельным возможностям одного из действующих во Вселенной ускорителей КЛ (об этом подробнее далее).
2. “Колено” в ПэВ-ной области энергий близко, как не удивительно это совпадение, к предельным возможностям имеющихся на Земле ускорителям частиц.
3. Область энергий в ПэВ-ной области – “граница” между двумя методами исследований КЛ: в области энергий меньших “колена” исследования космических лучей доступны лишь с помощью приборов, устанавливаемых на аэростатах и спутниках, т.е. в верхней атмосфере и в космическом пространстве, а при энергиях больших колена – с помощью наземных методов измерений (ШАЛ).

    Следует также отметить, что открытие излома – “колена” в спектре всех частиц космических лучей в 1956г. принадлежит нашим соотечественникам – российским физикам из Московского государственного университета, работавшим под руководством Г. Христиансена.

    При энергиях за ПэВ-ной областью спектр становится более крутым ( 3.2) вплоть до энергий ~1 ЕэВ. При ещё больших энергиях в области “ступни” форма спектра становится неопределённой. Есть экспериментальные данные, свидетельствующие о более пологом наклоне (чем 3.2) спектра, а есть данные, свидетельствующие о противоположном – о резком укручении спектра, т.е. исчезновении частиц. Могут ли частицы иметь энергию большую, чем ~1 ЗэВ? Эту проблему мы рассмотрим в последующих главах книги, а пока вернёмся к измерительным возможностям установок.
    Уже отмечалось, что в области энергий более ~ 1 ПэВ метод наземных измерений ШАЛ – наиболее эффективный для изучения космических лучей. В области меньших энергий “работают” уже прямые методы. Взгляните на рис. 4.4: квадраты слева от “колена” - космические экспериментальные данные советских “Протонов” (см. рис.3.7), перекрывшие большой диапазон энергий вплоть до “колена”.
    Однако из тех же оценок величин потоков космических лучей, приведённых на рис. 4.4, можно видеть, что на “краю” спектра, в районе “ступни”, поток космических лучей становится настолько мал (1 частица/км²стер^.год), что для их надёжной регистрации необходимы не просто детекторы большой площади, а детекторы гигантских размеров. Наземные измерения позволяют это сделать: на поверхности Земли достаточно много места, чтобы разместить детекторы. И такие детекторы – гигантские установки – создаются. Если для регистрации частиц в районе “колена” размер колеблется наземных установок от сотен квадратных метров до нескольких квадратных километров, то для того, чтобы “поймать” частицы в районе “лодыжки” создаются наземные остановки в тысячи квадратных километров.
    Наиболее крупная наземная установка, создаваемая сегодня для изучения космических лучей на “краю” спектра – это международный проект “Pierre Auger” в Аргентине. Она будет размером около 3000 км². По-видимому, размер установки “Pierre Auger” близок к естественному ограничению максимальных площадей наземных детекторов космических лучей (здесь и проблемы выбора площадок с плоским рельефом, и климатические ограничения, и проблемы коммуникаций и др.).
    Для регистрации частиц в районе ЗэВ-ных энергий (область энергий принято называть ультравысокими энергиями или предельно высокими энергиями) нужны детекторы с эффективными площадями, превышающими установку “Pierre Auger”. Оказывается, есть метод, позволяющий создать детектор для измерения космических лучей с площадью, сопоставимой с размерами нашей планеты. Но об этом далее.
    Таковы вкратце наши сведения об энергетическом спектре космических лучей. Они получены с использованием разнообразных методов, в различных областях околоземного пространства: в атмосфере и за её пределами, на земле и под землей (см. рис.3.10).