三因素支撑一季度经济增长 GDP同比增6.9%超预期

百度 事实上，特朗普酝酿发起对华贸易战可以说是蓄谋已久。

Косм??чн? про?мен? — високоенергетичн? елементарн? частинки або атомн? ядра, як? прил?тають за Землю з космосу з? швидк?стю, близькою до швидкост? св?тла. Вони походять в?д Сонця, вибух?в наднових з?р, активних ядер галактик та динам?чних процес?в в м?жзоряному газ?. П?сля з?ткнення з атмосферою Земл? косм?чн? промен? утворюють атмосферн? зливи, утворен? великою к?льк?стю вторинних частинок, деяк? з яких досягають поверхн? Земл?. Однак, основна маса косм?чних промен?в в?дхиля?ться магн?тосферою або гел?осферою й не досяга? Земл?.

Незважаючи на назву ?промен??, косм?чн? промен? ? не електромагн?тним випром?нюванням, а потоком частинок. Ця назва виникла ще в той час, коли природа косм?чних промен?в була незрозум?ла, аналог?чна ?ншим назвам т??? ж епохи: катодн? промен?, альфа-промен?, бета-промен?.

Теоретично, максимальна енерг?я косм?чних промен?в обмежена межею Грейзена–Зацеп?на–Кузьм?на 5·10¹⁹ еВ, хоча спостер?га?ться певна к?льк?сть косм?чних промен?в надвисоких енерг?й, як? перевищують цю межу. Наприклад, рекордна частинка Oh-My-God мала енерг?ю порядку 3·10²⁰ еВ — в м?льйони р?з?в б?льше енерг?й в земних прискорювачах частинок ? порядку енерг?? м'яча п?сля удару.

Косм?чн? промен? були в?дкрит? В?ктором Гессом у 1912 роц? п?д час експеримент?в на пов?трян?й кул?, за що в?н був нагороджений Нобел?вською прем??ю з ф?зики 1936 року. Зараз вони досл?джуються за допомогою р?зних обсерватор?й косм?чних промен?в - черенковських телескоп?в, мереж детектор?в для ре?страц?? вторинних частинок в?д атмосферних злив, запущених в космос або п?днятих на пов?тряних кулях детектор?в частинок.

?стор?я

В?дкриття

Зб?льшення ?он?зац?? з висотою, вим?ряне Гессом (л?воруч) ? Кольхерстером (праворуч)

Гесс приземля?ться п?сля польоту на пов?трян?й кул? в 1912 роц?.

П?сля в?дкриття рад?оактивност? Анр? Беккерелем у 1896 роц? вважалося, що спостережувана ?он?зац?я пов?тря спричинена лише випром?ненням рад?оактивних елемент?в у Земл? та, можливо, рад?оактивних газ?в в атмосфер?. К?лька вим?рювань залежност? йон?зац?? пов?тря в?д висоти, виконаних у 1900-1910 роках, вказували на меншу йон?зац?ю на б?льших висотах, що узгоджувалось з ?де?ю про поглинання в атмосфер? випущеного Землею йон?зуючого випром?нювання.

У 1909 роц? Теодор Вульф розробив електрометр, пристр?й для вим?рювання швидкост? утворення ?он?в усередин? герметично закритого контейнера, ? використав його, щоб показати вищ? р?вн? рад?ац?? на вершин? Ейфелево? веж?, н?ж б?ля ?? основи. Однак його стаття, опубл?кована в Physikalische Zeitschrift, не отримала широкого прийняття. У 1911 роц? Домен?ко Пач?н? спостер?гав одночасн? зм?ни швидкост? ?он?зац?? над поверхнею озера ? на глибин? 3 метри п?д його поверхнею. П?д водою рад?оактивн?сть була менша, з чого Пач?н? зробив висновок, що певна частина ?он?зац?? ма? бути обумовлена не рад?оактивн?стю земних пор?д, а ?ншими джерелами.

У 1912 роц? В?ктор Гесс п?д час польоту на пов?трян?й кул? п?дняв три високоточн? електрометри Вульфа точност? на висоту 5300 метр?в. В?н виявив, що швидк?сть ?он?зац?? зб?льшилася приблизно вчетверо пор?вняно з ?? значенням на поверхн? земл?. Гесс виключив Сонце як джерело випром?нювання, зд?йснивши п?дйом пов?тряно? кул? п?д час майже повного затемнення. Гесс спостер?гав зростання рад?ац?? з висотою ? д?йшов висновку, що ?результати спостережень найкраще пояснюються припущенням, що випром?нювання дуже високо? проникаючо? здатност? потрапля? в атмосферу згори?. У 1913–1914 роках Вернер Колгорстер п?дтвердив попередн? результати В?ктора Гесса, вим?рявши п?двищення ?он?зац?? на висот? 9 км.

У 1936 роц? за сво? в?дкриття Гесс отримав Нобел?вську прем?ю з ф?зики.

?дентиф?кац?я

Бруно Росс? написав, що:

В к?нц? 1920-х - на початку 1930-х рок?в техн?ка самозапису електроскоп?в, проведених пов?тряними кульками у найвищ? шари атмосфери або занурених на велик? глибини п?д водою, була доведена до безпрецедентного р?вня досконалост? н?мецьким ф?зиком Ер?хом Регенером та його групою. Цим вченим ми зобов’язан? деяк? найточн?ш? вим?рювання, як? коли-небудь проводилися ?он?зац??ю косм?чних промен?в, як функц?я висоти та глибини.

У 1931 р. Ернест Резерфорд заявив, що "завдяки точним експериментам професора М?л?кана та ще б?льш далекосяжним експериментам професора Регенера ми вперше отримали криву поглинання цих випром?нювань у вод?, на яку ми можемо см?ливо покладатися".

Терм?н ?косм?чн? промен?? запровадив у 1920-х роках Роберт М?лл?кен, який зд?йснив вим?рювання ?он?зац?? в?д глибин п?д водою до великих висот, по всьому св?т?. М?лл?кен вважав, що первинн? косм?чн? промен? — це гамма-промен?, тобто, енергетичн? фотони. М?лл?кен запропонував теор?ю, що вони утворюються в м?жзоряному простор? як сторонн? продукти нуклеосинтезу, а вторинн? електрони утворюються в атмосфер? шляхом комтон?вського розс?ювання гамма-промен?в. Але 1927 року, пропливаючи з Яви до Н?дерланд?в, Джейкоб Клей виявив, що ?нтенсивн?сть косм?чних промен?в зроста? в?д троп?к?в до середн?х широт. Ефект вказував на те, що первинн? косм?чн? промен? в?дхиляються геомагн?тним полем ? тому мають бути зарядженими частинками, а не фотонами. П?зн?ше це було п?дтверджено в багатьох експериментах.

У 1930 роц? Бруно Росс? передбачив р?зницю м?ж ?нтенсивн?стю косм?чних промен?в, що надходять з? сходу й заходу, яка залежить в?д заряду первинних частинок — так званий ?ефект сх?д-зах?д?. Три незалежн? експерименти виявили, що ?нтенсивн?сть насправд? б?льша ?з заходу. Протягом 1930 - 1945 рр. р?зноман?тн? досл?дження п?дтвердили, що первинними косм?чними променями ? переважно протони, а вторинне випром?нювання, яке утворю?ться в атмосфер?, — це насамперед електрони, фотони та мюони. У 1948 р. спостереження за ядерними емульс?ями, перенесеними пов?тряними кулями до верхньо? частини атмосфери, показали, що приблизно 10% первинних ядер складають ядра гел?ю (альфа-частинки), а 1% - ядра важчих елемент?в, таких як вуглець, зал?зо та свинець.

П?д час випробування свого обладнання для вим?рювання ефекту сх?д-зах?д Росс? зауважив, що майже одночасне скидання двох в?докремлених л?чильник?в Гейгера трапля?ться част?ше, н?ж оч?кувалося. У сво?му зв?т? про експеримент Росс? написав, ?... зда?ться, що раз у раз спостережне обладнання потрапля? п?д велик? потоки частинок, що виклика? зб?ги м?ж л?чильниками, нав?ть розм?щеними на великих в?дстанях один в?д одного?.  У 1937 роц? П’?р Оже, не знаючи попереднього зв?ту Росс?, виявив те саме явище й детально досл?див його. В?н зробив висновок, що первинн? частинки косм?чних промен?в високо? енерг?? вза?мод?ють ?з ядрами пов?тря високо в атмосфер?, ?н?ц?юють каскад вторинних вза?мод?й, що в п?дсумку да? зливу електрон?в ? фотон?в, як? досягають поверхн? Земл?.

Радянський ф?зик Серг?й В?рнов вперше застосував рад?осони^{[прояснити]} для ре?страц?? косм?чних промен?в ?нструментом на пов?трян?й кул?. 1 кв?тня 1935 р. в?н зд?йснив вим?рювання на висот? до 13,6 к?лометр?в, використовуючи пару л?чильник?в Гейгера в ланцюз? проти зб?гу, щоб уникнути п?драхунку вторинних поток?в.

Хом? Дж. Бхабха отримав вираз для ймов?рност? розс?яння позитрон?в електронами - процес, в?домий зараз як розс?ювання Бхабхи. Його сп?льна з Уолтером Хайтлером публ?кац?я 1937 року описувала, як первинн? косм?чн? промен? з космосу вза?мод?ють ?з верхньою атмосферою, утворюючи частинки, що спостер?гаються на р?вн? Земл?.

Розпод?л енерг??

Вим?рювання енергетичних напрямк?в ? напрямк?в надходження первинних косм?чних промен?в надвисоко? енерг?? методами в?дбору проб густини та швидкого хронометражу вперше були проведен? в 1954 роц? членами Косм?чно? пром?нь групи Росс? в Массачусетському технолог?чному ?нститут?.  В експеримент? було використано одинадцять сцинтиляц?йних детектор?в, розташованих у кол? д?аметром 460 метр?в на майданчику станц?? Агасс?с в обсерватор?? Гарвардського коледжу. З ц??? роботи та багатьох ?нших експеримент?в, проведених у всьому св?т?, зараз в?домо, що енергетичний спектр первинних косм?чних промен?в виходить за меж? 10 ²⁰ еВ. Нараз? величезний експеримент проводиться на майданчику в пампасах Аргентини м?жнародним консорц?умом ф?зик?в. Про?кт був першим у чол? з Джеймсом Крон?н, переможець 1980 Нобел?всько? прем?? з ф?зики з ун?верситету Чикаго, ? Алан Уотсон з Ун?верситету Л?дса, а п?зн?ше ?ншими вченими м?жнародного р?вня - П'?ром Оже. ?х мета - досл?дити властивост? та напрямки прибуття первинних косм?чних промен?в найвищо? енерг??.  Оч?ку?ться, що результати матимуть важливе значення для ф?зики частинок та космолог?? через теор?ю Грейзен-Зацеп?н-Кузьм?н, яка обмежу? енерг?ю косм?чних промен?в на велик? в?дстан? (близько 160 м?льйон?в св?тлових рок?в), що виника? вище 10 ²⁰  еВ через вза?мод?ю ?з залишковими фотонами. В даний час обсерватор?я П'?ра Оже проходить модерн?зац?ю, щоб п?двищити ?? точн?сть ? знайти докази для ще не п?дтвердженого походження найб?льш енергетичних косм?чних промен?в.

Високоенергетичн? гамма-промен? (>50 МеВ) були нарешт? виявлен? в первинному косм?чному випром?нюванн? експериментом MIT, проведеним на супутнику ОСО 3 в 1967 р.  Компоненти як галактичного, так ? позагалактичного походження були окремо визначен? за ?нтенсивн?стю значно менше 1% первинно заряджених частинок. З того часу численн? супутников? обсерватор?? гамма-промен?в склали карту неба гамма-промен?в. Найнов?шою ? обсерватор?я Ферм?, яка створила карту, що показу? вузьку смугу ?нтенсивност? гамма-промен?в, що виробля?ться в дискретних та дифузних джерелах нашо? галактики, та численн? точкопод?бн? позагалактичн? джерела, розпод?лен? по небесн?й сфер?.

Склад

Енергетичний спектр косм?чних промен?в.

Можна вид?лити дв? велик? категор?? косм?чних промен?в: первинн? та вторинн?. Косм?чн? промен? в?д позасонячних астроф?зичних джерел ? первинними косм?чними променями; вони можуть вза?мод?яти з матер??ю м?жзоряного середовища ? утворювати вторинн? косм?чн? промен?. Сонце також продуку? косм?чн? промен? невисоких енерг?й переважно п?д час сонячних спалах?в. Точний склад первинних косм?чних промен?в, поза атмосферою Земл?, залежить в?д д?апазону спостережуваного енергетичного спектру. Загалом, майже 90 % вс?х косм?чних промен?в, що надходять складають протони, близько 9 % ядра гел?ю (альфа-частинки) та майже 1 % — електрони. Залишок складають ?нш? важч? ядра, як? ? продуктами зоряних реакц?й ядерного синтезу. Вторинн? косм?чн? промен? складаються з легких ядер, як? не ? продуктами житт?д?яльност? з?р, але ? результатом Великого Вибуху, це переважно л?т?й, берил?й та бор. Цих легких ядер значно б?льший вм?ст в косм?чних променях (сп?вв?дношення приблизно 1:100 частинок), а н?ж в сонячн?й атмосфер?, де ?хн?й вм?ст становить близько 10^?7 вм?сту ядер гел?ю.

Ц? в?дм?нност? у вм?ст? ? насл?дком процес?в формування вторинних косм?чних промен?в. При вза?мод?? важких ядер первинних косм?чних промен?в, наприклад, ядер карбону та оксигену, з матер??ю м?жзоряного середовища, вони розпадаються на легш? ядра (в так званому процес? розпаду косм?чних промен?в), л?т?й, берил?й та бор. Спостереження вказують на те, що енергетичн? спектри л?т?ю, берил?ю та бору спадають дещо крут?ше, а н?ж спектри карбону та кисню, що вказу? на те, що розпад ядер з б?льшою енерг??ю трапля?ться р?дше, ?мов?рно внасл?док ?хнього виходу з-п?д д?? галактичного магн?тного поля. Розпад вплива? також ? на вм?ст Sc, Ti, V та Mn в косм?чних променях, як? продукуються з?ткненнями ядер феруму та н?келю з матер??ю м?жзоряного середовища.

В минулому, вважалось, що косм?чн? промен? збер?гають св?й пот?к сталим. Недавн? ж досл?дження надали докази 1,5-2 тисячол?тн?х зм?н в потоц? косм?чних промен?в протягом останн?х сорока тисяч рок?в.

Якщо мати на уваз? весь енергетичний д?апазон, в якому спостер?гаються косм?чн? промен?, то безумовно, сл?д визнати, що завершена теор?я цього питання в?дсутня. Нав?ть в в?дношенн? походження Галактичних Косм?чних Промен?в навряд чи в наш час можна претендувати на б?льше, н?ж створення розумних моделей як? б пояснювали найб?льш сутт?в? факти. До таких сл?д в?днести в першу чергу, величину густини енерг?? косм?чних промен?в ~10-12 ерг/см³, а також степеневу форму енергетичного спектру, яка не зазна? яких-небудь р?зких зм?н аж до енерг?? ~3·10¹⁵ еВ, де показник диференц?ального енергетичного спектру вс?х частинок м?ня?ться з -2.7 на -3.1. Вимоги до енергетично? потужност? джерел, генеруючих косм?чн? промен?, досить висок?, так що звичайн? зор? Галактики не можуть ?м задовольняти. Однак така потужн?сть може бути отримана внасл?док вибуху надново?. Якщо п?д час вибуху вид?ля?ться енерг?я ~10⁵¹ ерг, а вибухи в?дбуваються з частотою 1 раз в 30-100 рок?в, то потужн?сть, яка генеру?ться при вибухах наднових, склада? ~10⁴² ерг/см³ ? для забезпечення необх?дно? потужност? косм?чних промен?в достатньо лиш дек?лькох процент?в енерг?? спалаху. Питання про формування спостережного енергетичного спектра косм?чних промен?в далеко не трив?альний. Необх?дно передати макроскоп?чну енерг?ю намагн?чено? плазми (оболонки надново? яка розширя?ться) ?ндив?дуальним зарядженим частинкам, забезпечуючи при цьому такий розпод?л енерг??, який сутт?вим образом в?др?зня?ться в?д теплового. Найб?льш в?рог?дним механ?змом прискорення косм?чних промен?в до енерг?? ~10¹⁵ еВ, а, можливо ? вище, представля?ться наступник. Рух скинуто? при вибус? оболонки породжу? в оточуючому м?жзоряному середовищ? ударну хвилю. Диффуз?йний розпод?л заряджений частинок, захоплених в процес прискорення, дозволя? ?м багатократно перетинати фронт ударно? хвил?. Кожна пара посл?довних перетин?в зб?льшу? енерг?ю частинки пропорц?йно вже досягнут?й енерг?? (механ?зм, запропонований Ферм?), що ? призводить до пришвидшення косм?чних промен?в. По м?р? зб?льшення числа перетин?в фронту ударно? хвил? росте ? ?мов?рн?сть покинути область прискорення, так що к?льк?сть частинок пада? по м?р? росту енерг?? приблизно степеневим чином. Прискорення виявля?ться досить ефективним, а спектр пришвидшених частинок жорстким ~Е^?2 аж до ~Е_max — максимально допустим?й енерг?? пришвидшених частинок. Ранн? припущення про походження косм?чних промен?в датуються 1934 роком, коли Фр?ц Цв?кк? та Вальтер Бааде запропонували ?дею виникнення косм?чних промен?в, як результат процес?в у наднових. А у 1948 роц?, Хорес Бебкок припустив, що зм?нн? магн?тн? зор? теж можуть бути джерелом косм?чних промен?в. Згодом, Й. Сек?до та ?н., ?дентиф?кували Крабопод?бну туманн?сть як джерело косм?чних промен?в. З тих п?р, почала з'являтись велика к?льк?сть р?зноман?тних потенц?йних джерел косм?чних промен?в, в тому числ? наднов?, активн? ядра галактик, квазари та гамма-спалахи. Наступн? експерименти допомогли визначити джерела косм?чних промен?в з б?льшою достов?рн?стю. У 2009 роц?, у статт? представлен?й вченими з обсерватор?? П'?ра Оже на М?жнародн?й Конференц?? Косм?чних Промен?в, було показано, що косм?чн? промен? надвисоких енерг?й зароджуються в област? неба, дуже близьк?й до рад?огалактики Кентавр А, хоча автори спец?ально зазначили, що для безумовного п?дтвердження Кентавр А, як джерела косм?чних промен?в, необх?дн? подальш? досл?дження. Однак не було знайдено н?яко? кореляц?? м?ж частотою гамма-спалах?в ? косм?чними променями, в результат? чого, авторам довелося встановити нижню межу енерг?? косм?чних промен?в з гамма-спалах?в до 3,4 × 10^?6 ерг см^?2, на пот?к в?д 1 Гев до 1 Тев. У 2009 роц? наднов?, як заявили досл?дники, були скут? в?дкриттям зробленим групою вчених з використанням даних з Дуже Великого Телескопа. Однак, цей анал?з був спростований даними з детектора PAMELA, як? продемонстрували що ?спектральн? форми (ядер водню ? гел?ю) р?зн?, ? не можуть достов?рно описуватись ?диним законом?, що в свою чергу передбача? б?льш складний процес утворення косм?чних промен?в. Проте, у лютому 2013, спостереження нейтрального розпаду п?он?в на основ? анал?зу даних з телескопу Fermi, показали що наднов? д?йсно були джерелом косм?чних промен?в, причому кожен вибух продуку? приблизно 3 × 10⁴² — 3 × 10⁴³ Дж косм?чних промен?в. Однак наднов? не вир?шують повн?стю питання про походження косм?чних промен?в, ? нав?ть питання про ?хн?й внесок у загальну к?льк?сть косм?чних промен?в, не може бути вир?шене без подальших досл?джень в цьому напрямку.

Вза?мод?я косм?чних промен?в з земною атмосферою

Властив?сть атмосфери поглинати косм?чн? промен? була виявлена ще в перших експериментах В. Гесса. Попадаючи в атмосферу Земл?, косм?чн? промен? (в основному протони ? ядра б?льш тяжких елемент?в н?ж водень) в?дчувають з?ткнення з ?? атомами ? молекулами. В результат? в?дбува?ться розщеплення ядер ? утворення численних вторинних частинок. Середня в?дстань, яку встига? пройти протон в атмосфер?, в?дпов?да? приблизно 1/13 частин? ?? товщини. Це означа?, що в?н може неодноразово вступати в процеси вза?мод?? з ядрами пов?тря, перш н?ж остаточно загинути. Зв?дси виплива?, що на менших висотах поблизу Земл?, або ?накше кажучи на ?великих глибинах? в атмосфер? ?сну? лиш вторинна компонента косм?чних промен?в. Склад вторинно? компоненти обумовлений ф?зичними процесами вза?мод?? первинно? частинки з ядрами атмосфери. Цей процес назива?ться каскадним. В початковому акт? вза?мод?? основну роль грають елементарн? частинки — народжуються п?они або π-мезони, серед яких ? нейтральн? π0 ? заряджен? π±. Вза?мод?ючи з ядрами пов?тря, заряджен? π± мезони генерують нов? зливи до тих п?р, поки ?х енерг?я не знизиться до 10⁹ еВ. В першому акт? вза?мод?? зазвичай народжу?ться б?льш н?ж 50 нових частинок. В результат? розпаду π± мезон?в утворюються мюони ? нейтрино. В склад? вторинного випром?нювання присутн? нейтрони. Ця частина каскаду ма? назвунизива?ться ?адронна злива?. Нейтральн? мезони (π0) — ?х приблизно одна третя — розпадаються на гамма-кванти, як? в кулон?вському пол? ядер народжують електрони ? позитрони. Тормозне випром?нювання електрон-позитронно? пари призводить до появи низькоенергетичних гамма-квант?в — фотон?в. Ця злива назива?ться електромагн?тною. Адронна злива сама виробля? нейтральн? п?они, тим самим забезпечуючи додатковий вклад в електромагн?тний каскад. На р?вн? моря залиша?ться не б?льш н?ж 1 % в?д ?х початкового потоку первинних частинок. Поряд з зарядженими частинками в атмосферу можуть потрапляти косм?чн? гамма-кванти високих енерг?й. В цьому випадку злива частинок буде чисто електромагн?тною. Вторинн? заряджен? частинки — електрони ? позитрони, народженн? в каскадному процес?, можуть створювати черенковське ? флюоресцентне св?т?ння атмосфери. Процес утворення нових частинок ма? лавинопод?бний характер до тих п?р, поки конкурентн? потоки енерг?? не стануть дом?нувати. На деяк?й висот? над Землею форму?ться максимум числа частинок зливи. Число частинок в злив? величезне: в максимум? воно пропорц?йне енерг?? первинно? частинки ? може досягати ~10⁹ частинок. Пот?к галактичних косм?чних промен?в, як? бомбардують Землю, приблизно ?зотропний ? пост?йний в час?, склада? ~1 частинка/см²с (до входження в земну атмосферу). Густина енерг?? галактичних косм?чних промен?в ~1 еВ/см³, що пор?вняно з сумарною енерг??ю електромагн?тного випром?нювання з?рок, теплового руху м?жзоряного газу ? галактичного магн?тного поля. Таким чином, галактичн? промен? — важливий компонент Галактики. В результат? вза?мод?? з ядрами атмосфери, первинн? косм?чн? промен? (в основному протони) створюють велику к?льк?сть вторинних частинок — п?он?в, протон?в, нейтрон?в, мюон?в, електрон?в, позитрон?в ? фотон?в. Таким чином, зам?сть одн??? первинно? частинки виника? велика к?льк?сть вторинних частинок, як? д?ляться на адронну, мюонну ? електронно-фотонну компоненти. Такий каскад покрива? велику територ?ю ? назива?ться широкою атмосферною зливою. В одному акт? вза?мод??, протон зазвичай втрача? ~50 % сво?? енерг??, а в результат? вза?мод?? виникають в основному п?они. Кожна наступна вза?мод?я первинно? частинки дода? в каскад нов? адрони, як? летять переважно в напрямку первинно? частинки, утворюючи адронний кор зливи. Утворенн? п?они можуть вза?мод?яти з ядрами атмосфери, а можуть розпадатись, формуючи мюонну ? електронно-фотонну компоненту зливи. Адронна компонента до поверхн? Земл? практично не доходить, перетворюючись в мюони, нейтрино ? гамма-кванти в результат? розпад?в.

π0 → 2γ ,
π+(або K+) → μ+ + ?μ,
π-(або K-) → μ- + ??μ,
K+,–,0 → 2π,
μ+ → e+ + ?e + ??μ,
μ– → e– + ??e + ?μ.

Утворен? при розпад? нейтральних п?он?в гамма-кванти породжують електрон-позитронн? пари ? гамма-кванти наступних покол?нь. Заряджен? лептони втрачають енерг?ю на ?он?зац?ю ? рад?ац?йне тормоз?ння. Поверхн? Земл? в основному досягають релятив?стськ? мюони. Електронно-фотонна компонента поглина?ться сильн?ше. Один протон з енерг??ю > 10¹⁴ еВ може створити 10⁶ — 10⁹ вторинних частинок. На поверхн? Земл? адронн? зливи концентруються в област? порядку дек?лькох метр?в, електрон-фотонна компонента — в област? ~100 м, мюонна — дек?лькох сотень метр?в. Пот?к косм?чних промен?в на р?вн? моря приблизно в 100 раз менший потоку первинних косм?чних промен?в.

Косм?чн? промен? на земн?й поверхн?

Косм?чн? промен? в?дхиляються в магн?тному пол? Земл?. ?хня ?нтенсивн?сть залежить в?д широти. Особливо цей ефект проявля?ться в екватор?альних областях, де магн?тне поле перешкоджа? проникненню косм?чних промен?в набагато б?льше, н?ж б?ля полюс?в. Кр?м того, позитивно заряджен? частинки в?дхиляються на сх?д, а негативно заряджен? частинки в?дхиляються на зах?д.

?нтенсивн?сть косм?чних промен?в зроста? ?з зб?льшенням висоти, досягаючи максимуму приблизно на висот? 20-25 км. За межами земно? атмосфери ?снують област? ?з п?двищеною ?нтенсивн?стю косм?чних промен?в, що називаються рад?ац?йними поясами Ван Аллена.

Поширення косм?чних промен?в у Галактиц?

Косм?чн? промен? не поширюються по прям?й, а дифундують в магн?тних полях Галактики. Експериментально спостережене в?дношення поток?в легких ? середн?х ядер склада? (для ядер з енерг??ю б?льше 2.5 ГеВ/нуклон) NL/NM=0.3±0.05, тод? як в?дпов?дна величина для з?р склада? 10^?6. Отже, косм?чн? промен? екстремально збагачен? легкими ядрами, ? раз цих ядер практично нема? в джерелах, вони з'являються в результат? вза?мод?? б?льш важких ядер. Для того, що б це в?дбувалось, потр?бно, як показують оц?нки, пройти в м?жзоряному середовищ? к?льк?сть речовини р?вну x_g=5~10 г/см². Цю величину сл?д сп?вставити з к?льк?стю речовини Галактики, яке проходить по прям?й x_og=ρ·R_G≈0.01 г/см². В?дношення x_g до x_og ≈ 103, що ? означа? необх?дн?сть дифуз??. При енерг?? в дек?лька ГеВ на нуклон, час життя косм?чних промен?в склада? ≈ 3.10⁷ рок?в ? пот?м спада?. Кр?м того, оск?льки Сонячна система знаходиться на перифер?? Галактики, то при в?дсутност? дифуз?? (або слабк?й дифуз??), пот?к з центру Галактики м?г би пом?тно перевищувати пот?к з протилежного напрямку. Але дан? по ан?зотроп?? потоку з протилежного напрямку св?дчать про те, що величина ан?зотроп?? аж до енерг?й 10¹⁴ еВ залиша?ться малою (<10^?3), що да? ще один аргумент в користь наявност? дифуз??. Дифуз?я в магн?тному пол? ма? не скалярний, а тензорний характер.

Джерела косм?чних промен?в

У 1934 роц?, Бааде та Цв?кк? запропонували в якост? джерел косм?чних промен?в наднов? зор?. У 1948 роц? Горес Бебкок припустив, що джерелом косм?чних промен?в можуть бут? магн?тн? зм?нн? зор?. Згодом Сек?до та ?н. (1951) визначили Крабопод?бну туманн?сть як джерело косм?чних промен?в. П?сля цього в якост? потенц?йних джерел косм?чних промен?в висували наднов? зор?, активн? ядра галактик, квазари та гамма-спалахи.

Першим механ?зм прискорення частинок в ударн?й хвил? був запропонований Жакко В?нком у 2004 роц?. В?н оснований на спостереженнях за залишком надново?, в?домо? як Касс?опея А ? названий "прискоренням на фронт? ударно? хвил?". Протони розс?юються на магн?тних полях, що переносять фронти ударних хвиль. Через хаотичн? направлен?сть ? напружен?сть магн?тного поля кут розс?ювання сильно зм?нний у час?, ? тому при розс?юванн? у магн?тному пол? внутр?шнього ударного фронту протон може прискорюватися. На зовн?шньому фронт? хвил? його може розс?яти назад, щоб прискорити його на внутр?шньому фронт? знову. За допомогою цього механ?зму заряджен? частинки можуть бути прискорен? до енерг?й спостережних косм?чних промен?в. Механ?зм активно використову?ться ? дос? як основний для пояснення утворення косм?чних промен?в у наднових, а також у активних ядрах галактик.

У 2009 роц? на основ? спостережень на Дуже великому телескоп? групою вчених на чол? ?з Евел?н Хелдер була створена модель прискорення частинок при вибухах наднових. Така модель була основана на спостереженнях за залишком надново? RCW 86. Зоря вибухнула на в?дстан? приблизно 8200 св?тлових рок?в у 185 роц? нашо? ери, записи про не? були зроблен? китайськими астрономами. Вчен? вим?рювали температуру та швидк?сть руху газу за ударною хвилею, створеною вибухом з?рки. Вони виявили, що газ при 30 м?льйон?в К був мав значно меншу швидк?сть, н?ж можна було б оч?кувати, враховуючи швидк?сть ударно? хвил?. Був зроблений висновок, що зам?сть того, щоб нагр?вати газ, частина енерг?? надново? спрямовувалася на прискорення частинок до релятив?стських швидкостей.

У 2013 роц?, анал?з даних з телескопу Ферм? з? спостережень залишк?в наднових IC 433 ? W44 показав, що частина енерг?? д?йсно йде на розг?н частинок, причому кожний вибух надново? спричиню? до 3×10⁴³ Дж косм?чних промен?в, що становить близько 0,1% в?д загально? енерг?? спалаху. Були пом?чен? характерн? особливост? гамма-спектру, що вказували на розпад п?она, який, у свою чергу, вказу? на високоенергетичн? косм?чн? промен?.

Активним джерелом косм?чних промен?в також ? Сонце. Енерг?я таких частинок вар?ю?ться в?д к?лькох кеВ до ГеВ, тод? як найб?льш потужний косм?чний пром?нь мав енерг?ю порядку 10²⁰ еВ, що вище на 11 порядк?в. З ?ншого боку, пот?к ?х значно вищий, так як джерело (Сонце) знаходиться набагато ближче вс?х ?нших джерел. Вважа?ться, що на Сонц? так? частинки генеруються при сонячних спалахах.

Серед ?нших джерел косм?чних промен?в пропонують також нейтронн? зор?. У молодих нейтронних зорях ?з пер?одами обертання <10 мс д?ють магн?тог?дродинам?чн? сили, як у кваз?нейтрально? р?дини ?з надпров?дно? плазми ?з протон?в та електрон?в, що перебувають у нейтронн?й речовин?, можуть прискорювати ядра зал?за до швидкостей космч?них промен?в надвисоких енерг?й. Магн?тне поле, що утворю?ться надтекучою нейтронною р?диною при швидкому обертанн?, напружен?стю 10⁸–10¹¹Тл. Така нейтронна зоря класиф?ку?ться як магн?тар. Це магн?тне поле ? найпотужн?шим у спостережуваному Всесв?т? ? створю? релятив?стський зоряний в?тер, який, як вважа?ться, прискорю? ядра зал?за, що залишилися в?д надново?, до необх?дно? енерг??. Це п?дтверджу?ться спостереженням у 2019 роц? косм?чних промен?в ?з енерг?ями >100 ТеВ у Крабопод?бно? туманност?, де знаходиться молодий пульсар з пер?одом обертання 33 мс.

Також розглядаються активн? ядра галактик (АЯГ) в якост? прискорювач?в частинок. Механ?зм пропону?ться схожий, що ? запропонував В?нк для спалах?в наднових - прискорення частинок у магн?тному пол? в ударн?й хвил?. Результати спостережень на обсерватор?? П'?ра Оже показують, що напрямки прильоту косм?чних промен?в надвисоко? енерг?? сп?вв?дносяться ?з розташуваннями активних галактичних ядер. Д?йсно, висока кореляц?я спостер?галася в робот? 2007 року м?ж розташуваннями АЯГ ? 27-ма найпотужн?шими косм?чними променями, заре?строваних в пер?од м?ж 2004 ? 2007 роками. Однак, оск?льки використовувана кутова кореляц?йна шкала досить велика (3,1 градуси), ц? результати не однозначно визначають походження таких частинок. АЯГ, тим не менш, можуть бути т?сно пов'язаними з фактичними джерелами.

Класиф?кац?я

Первинна косм?чна частинка стика?ться з ядром в земн?й атмосфер?, утворюючи атмосферну зливу.

За походженням, косм?чн? промен? можна розд?лити на два види:

• галактичн? косм?чн? промен? ? позагалактичн? косм?чн? промен?, тобто частинки високо? енерг??, що приходять з-за меж Сонячно? системи
• сонячн? енергетичн? частинки, частинки високо? енерг?? (переважно протони), що випром?нюються сонцем, головним чином п?д час сонячно-протонних шторм?в

Часто, однак, терм?н ?косм?чн? промен?? використову?ться для позначення лише позасонячного потоку.

Косм?чн? промен? утворюються в р?зних астроф?зичних процесах. Так? первинн? косм?чн? промен? складаються в основному з протон?в ? альфа-частинок (99%), з невеликою к?льк?стю важчих ядер (≈1%) ? надзвичайно малою часткою позитрон?в ? антипротон?в. Вторинн? косм?чн? промен? спричинен? розпадом первинних косм?чних промен?в п?д час ?хньо? вза?мод?? з атмосферою ? складаються з фотон?в, протон?в, нейтрон?в, електрон?в, позитрон?в, мюон?в, п?он?в та ?нших частинок. Причому, позитрони, мюони ? п?они були вперше виявлен? саме в косм?чних променях.

Первинн? косм?чн? промен?

Первинн? косм?чн? промен? здеб?льшого походять з-за меж Сонячно? системи, а ?нод? нав?ть з-за меж Чумацького Шляху. Коли вони вза?мод?ють з атмосферою Земл?, вони утворюють вторинн? частинки. Масова частка ядер гел?ю в косм?чних променях (28%) близька до первинно? поширеност? гел?ю у Всесв?т? (24%). В менших к?лькостях в косм?чних променях зустр?чаються ? важч? ядра, зван? HZE-?онами. Через високий заряд ? масу HZE-?он?в ?хн?й внесок у дозу опром?нення космонавта в космос? ? значним, нав?ть незважаючи на те, що ?х в?дносно мало. Частка л?т?ю, берил?ю та бору в косм?чних променях набагато вища, н?ж у Всесв?т? в ц?лому, бо вони утворюються в результат? реакц?й сколювання - вибивання кластер?в частинок з ядер вуглецю та кисню п?д час ?х з?ткнення з м?жзоряною речовиною. Сколювання також в?дпов?да? за велику к?льк?сть ?он?в сканд?ю, титану, ванад?ю та марганцю в косм?чних променях, як? утворюються в результат? з?ткнень ядер зал?за та н?келю з м?жзоряною речовиною. Елементний склад косм?чних промен?в залежить в?д енерг??, ? на найвищих енерг?ях частка важких ядер може зростати.

В первинних косм?чних променях також наявн? античастинки, — позитрони ? антипротони, — хоч ?хня к?льк?сть ? менша за 1% в?д загально? к?лькост? частинок. За даними Магн?тного альфа-спектрометра на борту М?жнародно? косм?чно? станц??, на енерг?ях до 500 ГеВ позитрон?в в косм?чних променях приблизно в 5 раз?в менше, н?ж електрон?в, а на вищих енерг?ях частка позитрон?в ще менша. Антипротони косм?чних промен?в мають набагато вищу середню енерг?ю, н?ж протони. Складн? атомн? ядра антиматер?? в косм?чних променях не спостер?гались, ? вим?ряно, що к?льк?сть антигел?ю становить не б?льше 1.1 × 10^?6 в?д к?лькост? гел?ю.

Вторинн? косм?чн? промен?

Коли косм?чн? промен? потрапляють в атмосферу Земл?, вони стикаються з атомами, головним чином з киснем та азотом. Це породжу? каскад легших частинок, так звану атмосферну зливу вторинних косм?чних промен?в, яка включа? рентген?вськ? промен?, протони, альфа-частинки, п?они, мюони, електрони, нейтрино та нейтрони. Ус? вторинн? частинки, що утворюються в результат? з?ткнення, рухаються по тра?ктор?ях, як? можуть в?дхилятись в?д початкового шляху первинно? частинки на величину порядку одного градуса.

Типовими частинками, що утворюються в таких з?ткненнях, ? нейтрони та заряджен? мезони, так? як позитивн? чи негативн? п?они та каони. Деяк? з них згодом розпадаються на мюони та нейтрино, як? здатн? досягати поверхн? Земл?. Деяк? високоенергетичн? мюони нав?ть проникають на деяку в?дстань у неглибок? шахти, а б?льш?сть нейтрино взагал? здатн? пройти Землю наскр?зь. ?нш? частинки розпадаються на фотони, створюючи електромагн?тн? каскади. Тому в пов?тряних зливах поряд з фотонами зазвичай дом?нують електрони ? позитрони. Ц? частинки, а також мюони можна легко виявити за допомогою багатьох тип?в детектор?в частинок, таких як камери В?льсона, бульбашков? камери, водян? черенковськ? або сцинтиляц?йн? детектори. Спостереження вторинного потоку частинок у к?лькох детекторах одночасно св?дчить про те, що вс? частинки походять в?д одн??? под??.

Методи детектування

?сну? два основних класи метод?в детектування косм?чних промен?в:

1. Пряме детектування первинних косм?чних промен?в у космос? або на пов?тряних кулях у верхн?х шарах атмосфери.
2. Непряме детектування, тобто ре?страц?я вторинних косм?чних промен?в, утворених первинним при проходженн? через атмосферу.

Пот?к косм?чних промен?в зменшу?ться ?з зб?льшенням енерг??, що перешкоджа? прямому детектуванню на енерг?ях понад 1 ПеВ. Як пряме, так ? непряме детектування реал?зу?ться к?лькома методами.

Масив ВЕР?ТАС пов?тряного Черенковского телескопа.

Пряме детектування

Пряме детектування можливе за допомогою вс?х вид?в детектор?в частинок на супутниках в космос? або на пов?тр?них кулях у верхн?х шарах атмосфери. Однак обмеження на вагу та розм?р звужують виб?р детектор?в.

Один з метод?в використову? п?дн?ту на пов?трян?й кул? стопку тонких пол?крбонатних аркуш?в. Проходження косм?чних промен?в виклика? розрив х?м?чних зв’язк?в або ?он?зац?ю в пол?карбонат?, яку пот?м проявляють травленням аркуш?в розчином г?дроксиду натр?ю. На шляху проходження частинки виявляються ямки травлення, як? вим?рюються п?д потужним м?кроскопом. Залежн?сть глибини проявлено? ямки травлення в?д номеру аркуша дозволя? робити висновки про параметри частинок, як? викликали ?он?зац?ю.

Непряме детектування

Нараз? ?сну? дек?лька наземних метод?в детектування косм?чних промен?в, як? можна розд?лити на дв? основн? категор??: детектування самих вторинних частинок або спостереження ?хнього електромагн?тного випром?нювання в атмосфер?.

Перший метод виявлення назива?ться пов?тряним телескопом Черенкова, призначений для виявлення низько енергетичних (<200 ГеВ) косм?чних промен?в за допомогою анал?зу ?х Черенковського випром?нювання, який передбача? досл?дження гамма-промен?в, що випром?нювались з швидк?стю б?льшою н?ж швидк?сть св?тла у ?х середн?й атмосфер?. У той же час, ц? телескопи надзвичайно добре розр?зняють фонове випром?нювання ? косм?чн? промен?. ?хн?м недол?ком ? те, що вони можуть функц?онувати т?льки в ясн? ноч?, коли не св?тить М?сяць, ? мають дуже невелик? поля зору ? активн? т?льки протягом дек?лькох в?дсотк?в часу. ?нший телескоп Черенкова використову? воду як середовище, через яку частинки проходять ? виробляють випром?нювання.

Широк? атмосферн? зливи (ШАЗ), один з метод?в виявлення, вим?рювання заряджених частинок, як? проходять через них. Детектування ШАЗ дозволя? вим?рювати значно вищ? енергетичн? косм?чн? промен?, н?ж пов?трян? черенковсковськ? телескопи, ? в них можна спостер?гати широку д?лянку неба, ? може бути активним близько 90 % часу. Тим не менш, вони меншою м?рою здатн? в?докремити фонов? ефекти в?д косм?чних промен?в.

Ще один метод виявля? св?тло в?д флуоресценц?? атом?в азоту, що рухаються по атмосфер?. Цей метод ? найб?льш точним для косм?чних промен?в з найвищими енерг?ями. Цей метод потребу? ясних ночей.

?нший метод виявля? рад?охвил?, випром?нюван? атмосферними зливами. Цей прийом ма? високий робочий цикл. Точн?сть ц??? методики була покращена в останн? роки, як показали р?зн? досл?дницьк? прототипи, ? може стати альтернативою виявленню атмосферного Черенковського св?тла та флуоресцентного св?тла, принаймн? при великих енерг?ях.

Про?кти з досл?дження косм?чних промен?в

Дзеркало одного з детектор?в VERITAS

Наземн?:

• CHICOS
• GAMMA
• KASCADE
• LHAASO
• LOPES
• HAWC
• H.E.S.S.
• HiRes
• LHAASO
• MAGIC
• MARIACHI
• Обсерватор?я П'?ра Оже
• SWGO
• TAIGA
• Telescope Array Project
• WALTA
• VERITAS

На пов?тряних кулях:

• BESS
• Advanced Thin Ionization Calorimeter
• TRACER
• CREAM

Магн?тний альфа-спектрометр, встановлений на МКС

Косм?чн?:

• PAMELA
• Магн?тний альфа-спектрометр
• Spaceship Earth
• Advanced Composition Explorer
• Вояджер-1 ? Вояджер-2
• Касс?н? — Гюйгенс
• HEAO 1, Обсерватор?я Ейнштейна (HEAO2), HEAO 3
• ISS-CREAM

Обсерватор?? косм?чних промен?в надвисоко? енерг??:

• MARIACHI
• GRAPES-3
• AGASA
• HiRes
• Обсерватор?я П'?ра Оже
• Extreme Universe Space Observatory
• Telescope Array Project
• ANITA виявля? косм?чн? нейтрино надвисоко? енерг??, спричинен? косм?чними променями надвисоких енерг?й

Прояви косм?чних промен?в

Зм?ни х?м?чного складу атмосфери

Косм?чн? промен? ?он?зують молекули азоту та кисню в атмосфер?, що призводить до низки х?м?чних реакц?й. Косм?чн? промен? також в?дпов?дають за утворення в атмосфер? Земл? ряду нест?йких ?зотоп?в, наприклад, утворення вуглецю-14 в реакц??

n + ¹⁴N → p + ¹⁴C

Майже стала концентрац?я вуглецю-14 в атмосфер? Земл? використову?ться для рад?овуглецевого датування.

Можливий фактор масового вимирання

К?лька досл?джень д?йшли висновку, що розташована недалеко в?з Сонячно? системи наднова або сер?я наднових спричинили масове вимирання морсько? мегафауни в пл?оцен? через п?двищення рад?ац?? до небезпечного для тварин р?вня.