Хуудас 1

Ван де Граффын генератор дахь бөөмийн хамгийн их энерги нь аливаа шууд хурдасгуурын нэгэн адил бөмбөг болон хүрээлэн буй объектуудын хоорондох эвдрэлийн хүчдэлээр хязгаарлагддаг. Хэдийгээр хамгийн болгоомжтой урьдчилан сэргийлэх арга хэмжээ авсан ч одоо байгаа суурилуулалт нь эвдрэлийн хүчдэлийг арван сая вольтоос дээш өсгөж чадахгүй.  

Бөөмийн хамгийн их энергийг тооцоолъё. Коэффицент V2 at далайцын утгаТалбайн хагас мөчлөгийн хэлбэлзлийн дундаж утгыг тооцдог тул талбайн EQ-г олж авдаг.  

Бөөмийн хамгийн их энергийг тооцоолъё. Талбайн далайцын E0 утгын 1/2 коэффициентийг хэлбэлзлийн хагас мөчлөгийн талбайн дундаж утгыг тооцдог тул олж авна.  

Бөөмийн хамгийн их энергийг тооцоолъё.  

0 К дэх бөөмийн хамгийн их энергитэй тэнцүү W утгыг эрчим хүчний Ферми түвшин буюу энгийнээр Ферми түвшин гэж нэрлэдэг.  

Сансрын туяанаас эрчим хүчний алдагдал нь сансрын цацрагийг бүрдүүлдэг бөөмсийн хамгийн их энергийг хязгаарладаг; энэ хязгаарлалт нь бөөмийн наснаас хамаарна. 1969-1971 онуудад. Пуужингийн туршилтууд нь сансрын богино долгионы арын цацрагийн нийт нягтыг 20-100 дахин ихэсгэсэн.  

Тритиум нь цэвэр (3 ялгаруулагчтай хамгийн их энергитоосонцор 18 61 0 02 кеВ ба хагас задралын хугацаа 12 43 жил.  

Циклотрон дахь соронзон орон нь хэдэн арван мянган эрстэд хүрдэг, камерын радиус нь хэдэн метр, бөөмийн хамгийн их энерги нь 107 эВ хүртэл байдаг. Энэ энерги нь харьцангуй бага боловч цөмийн задралын анхны туршилтуудад хангалттай гэж үзсэн. Циклотрон дээр өндөр энерги олж авах боломжгүй: харьцангуйн онолын дагуу бөөмсийн масс хурдтай нэмэгддэг тул хөдөлгөөний явцад тэдний эргэлтийн давтамж буурдаг.  

Тритиумын цацрагийн нөлөөллийн өвөрмөц байдлыг түүний 3 ширхэгийн хүрээгээр тодорхойлно. Тритиумын p-спектр дэх бөөмсийн хамгийн их энерги нь 6 мкм орчим бодис дахь замтай тохирч, бодисын нягт нь 1 г/см3, цацрагийн энергийн 90% нь 0 орчим зайд зарцуулагддаг. Эх үүсвэрээс 5 мкм. Фосфор-32 эсвэл иттрий-90 зэрэг р-ялгаруулагчаас ялгаатай нь тритиум цацрагийг шингээх нь амьд эсийн хэмжээтэй зайд явагддаг тул сүүлийн нөхцөл байдал маш чухал юм. Энэ нь цацраг идэвхт эрхтэнд шингэдэг. Үүнтэй холбогдуулан тритиумын эсийн доторх нутагшуулалтыг анхаарч үзэх нь чухал бөгөөд учир нь эсийн доорх хэсгүүдийн цацрагийн мэдрэмж маш их ялгаатай байдаг.  

Колеман [31, 851] нэг резонатор ашигласан бөгөөд үүнд хоёр магнетроны тусламжтайгаар 2-8 ГГц давтамжтай TM010 төрлийн хэлбэлзэл нь бие даасан холболтын нүхээр өдөөгддөг. Нийт оролтын хүчин чадал нь 800 кВт, бөөмийн хамгийн их энерги нь 1 5 МэВ байна. Урьдчилан бүлэглэх резонатор нь электроныг шаардлагатай хурд болон хүссэн фазын шилжилтээр хурдасгах хөндийд оруулах бөгөөд энэ нь өндөр гаралтын энергийг хангах болно. Цуврал электродууд нь эсэргүүцэл хуваагчтай холбогдсон тул тэдгээрийн потенциал нь параболын хуулийн дагуу хуваарилагдана.  

Шинэ тоосонцор үүсгэх талаас нь авч үзвэл нийт импульс тэгтэй бөөмс мөргөлддөг мөргөлдөх цацраг бүхий хурдасгуурууд (VI.5.4.3, VI.5.3.4) онцгой үр дүнтэй байдаг. Үүний ачаар тэдний бүх кинетик энергийг шинээр гарч ирж буй бөөмсийн амрах энерги болгон хувиргаж, нийт импульс нь тэг болно. Энэ нь сансрын цацрагийн бөөмсийн хамгийн их энергид аль хэдийн маш ойрхон байна.  

Бүх төрлийн анхны энергитэй (тэгээс зарим максимум хүртэл) атомын цөмөөс ялгардаг бета бөөмс нь бодисын хувьд өөр өөр хүрээтэй байдаг. Төрөл бүрийн цацраг идэвхт изотопын бета хэсгүүдийн нэвтрэх чадвар нь ихэвчлэн бүх бета хэсгүүдийг бүрэн шингээдэг бодисын давхаргын хамгийн бага зузаанаар тодорхойлогддог. Жишээлбэл, 3-5 мм зузаантай хөнгөн цагааны давхарга нь 2 МэВ-ийн хамгийн их бөөмийн энергитэй бета бөөмсийн урсгалаас бүрэн хамгаалдаг. Бета тоосонцороос хамаагүй том масстай альфа тоосонцор маш их мэдрэгддэг жижиг хазайлтхөдөлгөөний анхны чиглэлээс бараг шулуун хөдөлнө.  

IN сүүлийн жилүүдэдачаар цөмийн физикт хэд хэдэн чухал нээлт хийсэн өргөн хэрэглээзузаан давхаргын ялтсуудын арга (х. Энэ арга нь судалгааны туйлын энгийн, өндөр нарийвчлалыг хослуулсан гэдгийг практик харуулж байна. Дуу авианы бөмбөлөг, пуужин дээр агаар мандлын дээд давхаргад өргөгдсөн гэрэл зургийн хавтангууд нь сансрын туяанаас үүдэлтэй цөмийн өөрчлөлтийг судлах боломжийг олгодог. лабораторийн нөхцөлд хурдасгасан бөөмсийн хамгийн их энергиээс хэдэн мянга дахин их энергитэй бөөмсүүд Үүний зэрэгцээ гэрэл зургийн хавтан нь бага энергитэй хэсгүүдийг бүртгэхэд тохиромжтой.  

Шредингерийн тэгшитгэлийн шийдлийн онцлогийг тодруулахын тулд нэг хэмжээст хязгааргүй гүн потенциалын "худаг" дахь микро бөөмийн үйл ажиллагааг авч үзье. Энэ төрлийн харилцан үйлчлэлийн потенциал нь байгальд ажиглагддаггүй, гэхдээ энэ нь хамгийн энгийн бөгөөд уусмалын үндсэн шинж чанарыг харуулж чаддаг (энэ нь метал дахь электроны төлөв байдлыг авч үзэхэд ашигласан потенциалтай хамгийн ойр байдаг). Ийм боломжит "нүх"-ийг дараах хамаарлаар тайлбарлав боломжит энерги(Зураг 4):

U = ¥ 1, 3 хэсэгт x-ийн хувьд< 0 и x >a; 0>x>a-ийн хувьд 2-р бүсэд U = 0 байна.

Зураг 4. Нэг хэмжээст хязгааргүй гүн "нүх"-ийн боломжийн график.

U=¥ 1, 3 мужуудад Шредингерийн хөдөлгөөнгүй тэгшитгэлийг бичье.

, (1.14)

түүний цорын ганц боломжит шийдэл бол j=0. Энэ нь эдгээр хэсгүүдэд бөөмс олох магадлал тэг бөгөөд бөөмс тэнд нэвтэрч чадахгүй гэсэн үг юм.

2-р бүсийн хувьд суурин Шредингерийн тэгшитгэл нь хэлбэртэй байна

, (1.15)

дифференциал тэгшитгэлийн онолоос үзэхэд түүний шийдэл нь хэлбэртэй байна

j функцийн тасралтгүй байдлын шаардлагын улмаас 1, 3 мужуудын шийдээс гарах x=0 ба x=a цэгүүдэд тэгтэй тэнцүү байх ёстой.Үүнээс Asin(0)+Bcos хамаарал гарч ирнэ. (0)=0 нь хангагдсан байх ёстой, Asin(ka)+Bcos(ka)=0 бөгөөд математикийн үзэж байгаагаар энэ нь B=0 ба ka=pn үед байх болно, энд n нь бүхэл тоо юм. Энэ асуудалд шаардлагатай хэвийн болгох нөхцөл (1.12) нь мөн хэлбэртэй байна

, (1.17)

энэ интегралыг авбал бид олж авна Үүний үр дүнд бид эцсийн илэрхийлэл юм боломжит шийдлүүдӨгөгдсөн бодлого дахь Шредингерийн тэгшитгэл

. (1.18)

Энэ шийдвэрНэг хэмжээст хязгааргүй гүн потенциалын "худаг" дахь бичил бөөмийн зан байдал нь n тооны утгаас хамаарч өөр өөр байж болохыг харуулж байгаа бөгөөд үүнийг квант тоо гэж нэрлэдэг бөгөөд микробөөмийн боломжит төлөвийн тоо гэж үздэг.

(1.8)-д зааснаар бөөмс олох магадлалыг тодорхойлдог j 2 (Зураг 5) функцийн графикуудыг авч үзье. өөр өөр цэгүүдянз бүрийн мужуудад зориулсан "нүх".

Зураг 5. n = 1, 2, 3-ын хувьд хязгааргүй гүн потенциалын "худаг" дахь бөөмсийг олох магадлалын графикууд. Хэвтээ, нимгэн шугамууд нь төлөвүүдийн энергийн утгатай тохирч байна (энергийн диаграмм эсвэл боломжит энергийн түвшин). систем), зузаан шугамууд нь j 2 функцтэй тохирч байна.

Зураг 5-аас харахад хоёр ба гурав дахь төлөвт бичил бөөмс нь "худаг" A, B, C-ийн зарим цэгүүдэд байрлах боломжгүй боловч эдгээр цэгүүдийн хооронд байж болно. Үүнээс гадна 2-р мужид кинетик энерги болох нийт энергийн E 1-ийн хамгийн бага утга нь тэг биш байх нь тодорхой бөгөөд энэ нь бөөмс тасралтгүй хөдөлгөөнд байна гэсэн үг юм. Микробөөмийн энэхүү зан байдал нь макро бөөмсийн зан төлөвөөс эрс ялгаатай бөгөөд траекторийн сонгодог ойлголтыг квант механикт ашиглах боломжгүй болоход хүргэдэг.

Олдсон ka = pn ба (1.16) хамаарлыг ашиглан бөөмийн нийт энергийн илэрхийлэлийг олж авна

(1.19)

энэ нь бөөмийн энерги байгааг харуулж байна өөр өөр мужуудөөр өөр бөгөөд хатуу тодорхойлогдсон (дискрет спектртэй). Бөөм нь бусад энергийн утгатай байж болохгүй; Микробөөмийн ижил төстэй квантчлал нь бусад параметрүүдтэй байж болно: импульс, өнцгийн импульс.

Хэрэв бөөмс нь хязгаарлагдмал гүнтэй нэг хэмжээст потенциал "худаг"-д байх үед (х-ийн хувьд 1.3 талбайд U = Uo) байх үеийн нөхцөл байдлыг ижил аргаар авч үзвэл илүү бодитой нөхцөл байдал.< 0 и x >a; 0 > x > a-ийн хувьд 2-р мужид U = 0), тэгвэл хязгааргүй гүний худгаас ялгаатай нь j 2 функц нь бөөмийн бага энергитэй үед ч 1, 3-р мужуудад тэгтэй тэнцүү биш байх болно (Зураг 6). .

Зураг 6. n = 1, 2, 3-ын хувьд хязгаарлагдмал гүнтэй боломжит “худаг”-аас бөөмсийг олох магадлалын графикууд.

Энэ нь бөөмс нь энерги нь Uo-ээс бага байсан ч боломжит "худаг"-аас хэтэрч чадна гэсэн үг юм. сонгодог механиктохиолдох боломжгүй. Нэг хэмжээст боломжит "саад"-ын ойролцоох бичил бөөмийн зан төлөвийг авч үзэх үед ижил төстэй үзэгдэл ажиглагдаж байна (х-ийн хувьд 1.3 мужид U = 0).< 0 и x >a; 0 > x > a) 2-р бүсэд U = Uo байна. Хэрэв бид энэ тохиолдолд Шредингерийн тэгшитгэлийг шийдвэл Uo-ээс бага энергитэй бөөмс энэ "саад"-ыг даван туулж болохыг олж мэднэ.

Боломжит саадыг дайран өнгөрөх бага энергитэй бөөмсийн ийм үзэгдлийг зөвхөн квант гэж нэрлэдэг бөгөөд үүнийг "туннелийн эффект" гэж нэрлэдэг. Эдгээр үзэгдлийг доторх бичил хэсгүүдийн тусламжтайгаар туршилтаар ажигладаг өөр өөр нөхцөл байдал: талбайн ялгаралт - бага температурт металаас цааш электрон ялгарах, аутоионжуулалт - сул дорой байдлын нөлөөн дор атом, молекулаас электрон ялгарах. цахилгаан орон, сонгодог механикийн үүднээс электроныг гаргахад талбайн энерги хангалтгүй үед. Бөөмийн физикт үүнтэй төстэй үзэгдэл альфа бөөмс атомын цөмөөс зугтах үед цацраг идэвхт цацрагт ажиглагддаг.

Хуулийн дагуу боломжит энерги нь х координатаас хамаарах үед хүчний талбар дахь микро бөөмийн үйл ажиллагааг авч үзэх нь атомын физикийн хувьд маш чухал юм. , энэ тохиолдол нь сонгодог механикт нийцдэг гармоник чичиргээцикл давтамжтай w o (гармоник осциллятор) m масстай бие. Ойролцоогоор бичил хэсгүүдийн ертөнцөд ийм чичиргээ нь молекул дахь атомуудын хөдөлгөөний үед, мөн хатуу биет дэх болор торны зангилааны эргэн тойронд молекулуудын чичиргээний үед үүсдэг.

Сонгодог механикийн хувьд гармоник осциллятор нь дурын нийт энерги Е-тэй байж болох ба тэнцвэрийн байрлалаас (хэлбэлзлийн далайц) хамгийн их шилжилт хөдөлгөөн нь хязгаарлагдмал бөгөөд энергитэй . Квант механикийн хувьд гармоник осцилляторын хөдөлгөөний шинж чанарыг шинжлэхийн тулд өгөгдсөн потенциал энерги бүхий Шредингерийн тэгшитгэлийг шийдвэрлэх шаардлагатай.

. (1.20)

Ийм дифференциал тэгшитгэлийн шийдэл аналитик хэлбэрнэлээд төвөгтэй боловч чанарын шинж чанарууд нь өмнөх тохиолдлуудтай төстэй юм. Зураг 7-д үүссэн уусмалын графикууд болон боломжит энергийн утгыг харуулав.

Зураг 7. n = 0, 1, 2-ийн гармоник осцилляторыг олох магадлалын графикууд. Хэвтээ, нимгэн шугамууд нь төлөвүүдийн энергийн утгыг (энергийн диаграмм эсвэл системийн боломжит энергийн түвшин), зузаан шугамууд нь j 2-ыг харуулж байна. , тасархай шугам нь потенциалын төрлийг харуулдаг.

Шийдвэрлэх үед нийт энергийн боломжит утгыг томъёогоор тодорхойлно

Энэ томьёоноос харахад гармоник осцилляторын нийт энерги нь мөн квантлагдсан бөгөөд өмнөх тохиолдлуудын нэгэн адил n = 0 дахь хамгийн бага утга нь тэгээс өөр байх нь тодорхой байна.

Тэг цэгийн энерги байгаа нь цэвэр квант нөлөөлөл бөгөөд энэ нь тэг потенциал энергитэй бүсэд ч гэсэн бөөм нь тэг биш кинетик энергитэй, тэгээс өөр импульстэй болохыг харуулж байна. Энэ нь бичил бөөмс байнга хөдөлж, үнэмлэхүй тайван байдалд байж чадахгүй гэсэн үг юм. Кристал дахь гэрлийн тархалтын туршилтаар тэг цэгийн хэлбэлзэл байгаа эсэхийг баталгаажуулсан. Сонгодог онолоор бол Кельвин үнэмлэхүй тэг температурт зангилааны эргэн тойронд атомын чичиргээ үүсдэгболор тор

Үүний дагуу эдгээр чичиргээнээс үүдэлтэй гэрлийн тархалт байх ёсгүй. Туршилтаас харахад тархсан гэрлийн эрч хүч температур буурах тусам буурдаг боловч үнэмлэхүй тэгтэй маш ойрхон температурт тархсан гэрлийн эрчим нь тэг биш байгаа нь тэг цэгийн хэлбэлзэл байгааг баталж байна.

Шредингерийн тэгшитгэлийн шийдлийн дээрх бүх хувилбарууд болон авч үзсэн жишээн дээр тайлбарласан нөлөөллийн туршилтууд нь микробөөмийн зан үйлийн квант механик тайлбарыг ашиглах шаардлагатай байгааг харуулж байна.
Борис Аркадьевич Хренов,, Физик-математикийн шинжлэх ухааны доктор
нэрэмжит Цөмийн физикийн эрдэм шинжилгээний хүрээлэн. Д.В.Скобельцын нэрэмжит Москвагийн Улсын Их Сургууль. М.В.Ломоносова

“Шинжлэх ухаан ба амьдрал” 2008 оны No10

Сансрын цацрагийг 1912 онд Австрийн физикч Виктор Хесс нээжээ. Тэрээр Вена дахь Радиум хүрээлэнгийн ажилтан байсан бөгөөд ионжуулсан хийн талаар судалгаа хийж байжээ. Тэр үед тэд бүх хий (агаар мандлыг оруулаад) үргэлж бага зэрэг ионждог гэдгийг аль хэдийн мэддэг байсан бөгөөд энэ нь хийн дотор эсвэл иончлолыг хэмжих төхөөрөмжийн ойролцоо цацраг идэвхт бодис (радиум гэх мэт) байгааг илтгэж байсан бөгөөд магадгүй дэлхийн царцдас дахь иончлолыг хэмждэг. Дэлхийн гадаргаас холдох тусам хийн иончлол багасах учир энэ таамаглалыг шалгахын тулд иончлолын детекторыг бөмбөлөгт өргөх туршилтуудыг хийсэн. Хариулт нь эсрэгээрээ байв: Хэсс зарим цацрагийг илрүүлсэн бөгөөд түүний эрчим нь өндрөөс дээшилдэг. Энэ нь сансар огторгуйгаас ирсэн гэсэн санааг дэвшүүлсэн боловч олон тооны туршилт хийсний дараа л туяа нь харь гарагаас гаралтай болохыг эцэслэн батлах боломжтой болсон (В. Хесс 1936 онд л Нобелийн шагнал хүртсэн). "Цацраг" гэсэн нэр томъёо нь эдгээр туяа нь зөвхөн цахилгаан соронзон шинж чанартай (нарны гэрэл, радио долгион, рентген туяа гэх мэт) гэсэн үг биш гэдгийг санаарай. мөн чанар нь хараахан мэдэгдээгүй байгаа үзэгдлийг илрүүлэхэд ашигласан. Сансар огторгуйн цацрагийн гол бүрэлдэхүүн хэсэг нь түргэвчилсэн цэнэгтэй хэсгүүд болох протонууд болох нь удалгүй тодорхой болсон ч энэ нэр томъёо хэвээр үлджээ. Шинэ үзэгдлийг судлах нь ихэвчлэн "шинжлэх ухааны дэвшилтэт технологи" гэж тооцогддог үр дүнг хурдан гаргаж эхлэв.

Маш өндөр энергитэй сансар огторгуйн бөөмсийг нэн даруй (протоны хурдасгуурыг бүтээхээс өмнө) нээсэн нь: астрофизикийн объектуудад цэнэглэгдсэн бөөмсийг хурдасгах механизм юу вэ? Өнөөдөр бид хариулт нь өчүүхэн биш болсныг бид мэднэ: байгалийн, "сансрын" хурдасгуур нь хүний ​​гараар хийсэн хурдасгуураас эрс ялгаатай.

Удалгүй матери дундуур нисч буй сансрын протонууд түүний атомуудын цөмтэй харилцан үйлчилж, урьд өмнө мэдэгдээгүй тогтворгүй энгийн бөөмсийг төрүүлдэг (тэдгээрийг үндсэндээ дэлхийн агаар мандалд ажиглаж байсан) нь тодорхой болов. Тэдний төрөх механизмыг судлах нь энгийн бөөмсийн ангилал зүйг бий болгох үр дүнтэй замыг нээсэн. Лабораторид тэд протон, электроныг хурдасгаж, тэдгээрийн асар их урсгалыг үүсгэж сурсан нь сансрын туяатай харьцуулшгүй нягт юм. Эцсийн дүндээ хурдасгуурт энерги хүлээн авсан бөөмсүүдийн харилцан үйлчлэлийн туршилтууд бий болсон. орчин үеийн уран зурагбичил ертөнц.

1938 онд Францын физикч Пьер Аугер гайхалтай үзэгдлийг нээсэн - анхдагч протон ба бөөмийн харилцан үйлчлэлийн үр дүнд үүсдэг хоёрдогч сансрын бөөмсийн бороо. өндөр энергиатмосферийн атомуудын цөмтэй. Сансар огторгуйн цацрагийн спектрт 10 15-10 18 эВ-ийн энергитэй бөөмс байдаг нь лабораторид хурдасгасан бөөмсийн энергиээс сая дахин их байдаг. Академич Дмитрий Владимирович Скобельцын өгсөн онцгой утгаИйм бөөмсийг судалж, дайны дараа 1947 онд хамгийн ойрын хамтрагчид болох Г.Т.Зацепин, Н.А.Добротин нартай хамтран агаар мандал дахь хоёрдогч бөөмсийн каскадын иж бүрэн судалгааг зохион байгуулж, өргөн хүрээний агаарын шүршүүр (EAS) гэж нэрлэдэг. Сансар огторгуйн цацрагийн анхны судалгааны түүхийг Н.Добротин, В.Росси нарын номноос олж болно. Цаг хугацаа өнгөрөхөд Д.В. Скобельцина дэлхийн хамгийн хүчирхэг хүмүүсийн нэг болж өссөн олон жилийн туршхэт өндөр энергитэй сансрын туяаг судлах үндсэн чиглэлийг тодорхойлсон. Түүний аргууд нь судалж буй энергийн хүрээг 10 9-10 13 эВ-ээс нэмэгдүүлэх боломжийг олгосон. бөмбөлөгболон хиймэл дагуул, 10 13 –10 20 эВ хүртэл. Эдгээр судалгааг онцгой сонирхол татахуйц хоёр зүйл болгосон.

Нэгдүгээрт, байгаль өөрөө бүтээсэн өндөр энергитэй протонуудыг ашиглан агаар мандлын атомын цөмтэй харилцан үйлчлэлцэж, энгийн бөөмсийн хамгийн нарийн бүтцийг тайлах боломжтой болсон.

Хоёрдугаарт, бөөмсийг маш өндөр энерги хүртэл хурдасгах чадвартай объектуудыг сансар огторгуйд олох боломжтой болсон.

Эхний тал нь санаснаар тийм ч үр дүнтэй биш болсон: энгийн бөөмсийн нарийн бүтцийг судлах нь протонуудын харилцан үйлчлэлийн талаар сансрын туяа өгөхөөс хамаагүй их мэдээлэл шаарддаг. Үүний зэрэгцээ бичил ертөнцийн тухай ойлголтод чухал хувь нэмэр оруулсан нь хамгийн их хамаарлыг судлах явдал юм. ерөнхий шинж чанарпротоны энергийн харилцан үйлчлэл. Чухамхүү EAS-ийг судлах явцад хоёрдогч бөөмсийн тоо, тэдгээрийн энергийн тархалт нь анхдагч бөөмийн энергиээс хамаарах онцлог шинжийг олж илрүүлсэн нь энгийн бөөмсийн кварк-глюоны бүтэцтэй холбоотой юм. Эдгээр өгөгдлийг дараа нь хурдасгуур дээр хийсэн туршилтаар баталгаажуулсан.

Өнөөдөр сансрын туяаг агаар мандлын атомын цөмтэй харьцах найдвартай загваруудыг бүтээсэн бөгөөд энэ нь хамгийн өндөр энергитэй тэдгээрийн анхдагч бөөмсийн энергийн спектр, найрлагыг судлах боломжийг олгосон. Сансрын туяа нь галактикийн хөгжлийн динамик байдалд түүний талбай, од хоорондын хийн урсгалаас багагүй үүрэг гүйцэтгэдэг нь тодорхой болсон: сансрын туяа, хий, соронзон орны хувийн энерги нь см 3 тутамд 1 эВ-тэй тэнцүү байна. Од хоорондын орчинд энергийн тэнцвэрт байдал ийм байгаа тул сансрын цацрагийн бөөмсийн хурдатгал нь хий халаах, ялгаруулах үүрэгтэй ижил объектуудад, жишээлбэл, шинэ болон хэт шинэ одуудад дэлбэрэлтийн үеэр тохиолддог гэж таамаглах нь зүйн хэрэг юм.

Сансар огторгуйн цацрагийн хурдатгалын анхны механизмыг Энрико Ферми од хоорондын плазмын соронзон үүлтэй эмх замбараагүй мөргөлдөж буй протонуудад зориулж санал болгосон боловч туршилтын бүх өгөгдлийг тайлбарлаж чадаагүй юм. 1977 онд академич Гермоген Филиппович Крымский энэхүү механизм нь цочролын долгионы фронтод хэт шинэ одны үлдэгдэл дэх тоосонцорыг илүү хүчтэй хурдасгах ёстойг харуулсан бөгөөд тэдгээрийн хурд нь үүлний хурдаас хэд дахин өндөр байдаг. Өнөөдөр суперновагийн бүрхүүл дэх цочролын долгионоор сансрын протон ба цөмийг хурдасгах механизм хамгийн үр дүнтэй болохыг баттай харуулсан. Гэхдээ лабораторийн нөхцөлд үүнийг дахин үйлдвэрлэх боломжгүй юм: хурдатгал нь харьцангуй удаан явагддаг бөгөөд хурдасгасан тоосонцорыг хадгалахын тулд асар их энерги шаарддаг. Суперновагийн бүрхүүлд эдгээр нөхцөл байдал нь дэлбэрэлтийн мөн чанараас шалтгаална. Сансар огторгуйн цацрагийн хурдатгал нь сансрын туяанд байдаг хүнд цөм (гелиас хүнд) нийлэгжилтийг хариуцдаг астрофизикийн өвөрмөц объектод тохиолддог нь гайхалтай юм.

Манай Галактикт нүцгэн нүдээр ажиглагдсан мянга хүрэхгүй жилийн настай хэд хэдэн суперновагууд байдаг. Хамгийн алдартай нь Үхрийн ордны Хавчны мананцар ("Хавч" бол 1054 оны суперновагийн дэлбэрэлтийн үлдэгдэл бөгөөд зүүн он цагийн түүхэнд тэмдэглэсэн байдаг), Кассиопея-А (одон орон судлаач Тихо Брахе 1572 онд ажигласан) ба Кеплерийн супернова юм. Офиучус (1680) одны ордонд. Өнөөдөр тэдний бүрхүүлийн диаметр нь 5-10 гэрлийн жил (1 гэрлийн жил = 10 16 м), өөрөөр хэлбэл гэрлийн хурдаас 0.01 хурдтайгаар өргөжиж, ойролцоогоор арван мянган гэрлийн зайд байрладаг. Дэлхийгээс жил. Суперновагийн бүрхүүлүүд ("мананцар") нь Чандра, Хаббл, Спитцерийн сансрын ажиглалтын газруудаар оптик, радио, рентген, гамма-цацрагт ажиглагдсан. Рентген цацраг дагалддаг электрон ба протоны хурдатгал нь үнэндээ бүрхүүлд тохиолддог болохыг тэд найдвартай харуулсан.

2000-аас доош насны 60 орчим суперновагийн үлдэгдэл нь хэмжсэн тодорхой энергитэй (см3 тутамд ~1 эВ) сансрын туяагаар од хоорондын орон зайг дүүргэж чаддаг байсан бол тэдгээрийн арав хүрэхгүй нь мэдэгдэж байна. Энэ хомсдол нь одод болон хэт шинэ одууд төвлөрдөг Галактикийн хавтгайд дэлхий дээрх ажиглагчид гэрлийг дамжуулдаггүй тоос ихтэй байдагтай холбон тайлбарладаг. Тоосны давхарга нь ил тод байдаг рентген болон гамма туяанд хийсэн ажиглалт нь ажиглагдсан "залуу" суперновагийн бүрхүүлийн жагсаалтыг өргөжүүлэх боломжийг олгосон. Эдгээр шинээр олдсон бүрхүүлүүдийн хамгийн сүүлийнх нь 2008 оны 1-р сараас эхлэн Чандра рентген дурангаар ажиглагдсан Supernova G1.9+0.3 байв. Түүний бүрхүүлийн хэмжээ, тэлэлтийн хурдыг тооцоолсноор энэ нь ойролцоогоор 140 жилийн өмнө дүрэлзсэн боловч галактикийн тоосны давхаргад гэрлийг нь бүрэн шингээж авснаас болж оптикийн мужид харагдахгүй байсныг харуулж байна.

Манай Сүүн зам галактикт дэлбэрч буй суперновагийн талаарх мэдээллийг бусад галактикийн суперновагийн талаарх илүү баялаг статистик мэдээллээр нөхөж байна. Түргэвчилсэн протон ба цөм байгаагийн шууд баталгаа нь протон (болон цөм) -ийн эх үүсвэртэй харилцан үйлчлэлийн бүтээгдэхүүн болох төвийг сахисан пионуудын задралын үр дүнд үүссэн өндөр энергитэй фотон бүхий гамма цацраг юм. Ийм өндөр энергитэй фотонуудыг хоёрдогч EAS бөөмсөөс ялгарах Вавилов-Черенковын гэрлийг илрүүлдэг телескоп ашиглан ажигладаг. Энэ төрлийн хамгийн дэвшилтэт хэрэгсэл бол Намиби дахь HESS-тэй хамтран бүтээсэн зургаан дурангийн массив юм. Хавчны гамма цацрагийг хамгийн түрүүнд хэмжсэн бөгөөд түүний эрч хүч нь бусад эх сурвалжийн эрчим хүчний хэмжүүр болжээ.

Хүлээн авсан үр дүн нь супернова дахь протон ба цөмийг хурдасгах механизм байгааг баталж зогсохгүй түргэвчилсэн бөөмсийн спектрийг тооцоолох боломжийг олгодог: "хоёрдогч" гамма туяа, "анхдагч" протон ба цөмийн спектрүүд. маш ойрхон. Хавчны соронзон орон ба түүний хэмжээ нь протоныг 10 15 эВ-ийн эрчимтэй хурдасгах боломжийг олгодог. Галактик дахь бөөмсийн эх үүсвэрээс гарах магадлал болон бөөмсийн амьдрах хугацаа нь бөөмийн энерги, цэнэгээс хамаардаг тул эх ба од хоорондын орчин дахь сансрын цацрагийн бөөмсийн спектрүүд арай өөр байдаг. Дэлхийн ойролцоо хэмжсэн сансрын цацрагийн энергийн спектр, найрлагыг эх үүсвэр дэх спектр, найрлагатай харьцуулснаар бөөмс оддын хооронд хэр удаан аялж байгааг ойлгох боломжтой болсон. Дэлхийн ойролцоох сансрын туяанд эх үүсвэрээс хамаагүй их лити, бериллий, борын цөмүүд байсан - тэдгээрийн нэмэлт тоо нь илүү хүнд цөмүүдийн од хоорондын хийтэй харилцан үйлчлэлийн үр дүнд гарч ирдэг. Энэ зөрүүг хэмжих замаар бид дүнг тооцсон Xод хоорондын орчинд тэнүүчилж байх үед сансрын туяа дамжин өнгөрөх бодис. Цөмийн физикт бөөмс замдаа тааралддаг бодисын хэмжээг г/см2-ээр хэмждэг. Энэ нь бодисын цөмтэй мөргөлдөх үед бөөмсийн урсгалын бууралтыг тооцоолохын тулд өөр өөр талбай (хэсэг) чиглэлтэй хөндлөн огтлолтой бөөмийн цөмтэй мөргөлдөх тоог мэдэх шаардлагатай байдагтай холбоотой юм. бөөмийн. Эдгээр нэгж дэх бодисын хэмжээг илэрхийлснээр бүх цөмийн нэг хэмжилтийн хуваарийг гаргаж авдаг.

Туршилтаар олсон үнэ цэнэ X~ 5–10 г/см2 нь ашиглалтын хугацааг тооцоолох боломжийг олгодог тОд хоорондын орчин дахь сансрын туяа: т ≈ X/ρ в, Хаана в- бөөмийн хурд ойролцоогоор гэрлийн хурдтай тэнцүү, ρ ~10 –24 г/см 3 - од хоорондын орчны дундаж нягт. Тиймээс сансар огторгуйн цацрагийн амьдрах хугацаа 10 8 жил байна. Энэ хугацаа нь хурдтай хөдөлж буй бөөмийн нислэгийн хугацаанаас хамаагүй урт юм -тайэх үүсвэрээс Дэлхий хүртэл шулуун шугамаар (бидний эсрэг талын Галактикийн хамгийн алслагдсан эх үүсвэрийн хувьд 3·10 4 жил). Энэ нь бөөмс нь шулуун шугамаар хөдөлдөггүй, харин тархалтыг мэдэрдэг гэсэн үг юм. B ~ 10 – 6 гаус (10 – 10 тесла) индукц бүхий галактикуудын эмх замбараагүй соронзон орон нь тэдгээрийг радиустай (гирорадиус) тойрог дагуу хөдөлгөдөг. Р = Э/3 × 10 4 B, хаана Рм-д, Э- эВ дахь бөөмийн энерги, V - гаус дахь соронзон орны индукц. Дунд зэргийн бөөмсийн энергитэй үед Э

Ойролцоогоор шулуун шугамын дагуу эх үүсвэрээс зөвхөн энергитэй бөөмс гарч ирнэ Э> 10 19 эВ. Тиймээс 10 19 эВ-ээс бага энергитэй EAS үүсгэгч хэсгүүдийн чиглэл нь тэдгээрийн эх үүсвэрийг заадаггүй. Энэ энергийн бүсэд протон болон сансрын цацрагийн цөмүүдээс эх үүсвэрт үүссэн хоёрдогч цацрагийг ажиглахад л үлддэг. Гамма цацрагийн ажиглагдах эрчим хүчний бүсэд ( Э

Сансар огторгуйн цацрагийг "орон нутгийн" галактикийн үзэгдэл гэж үзэх санаа нь зөвхөн дунд зэргийн энергитэй хэсгүүдэд л үнэн байв. Э

1958 онд Георгий Борисович Кристиансен, Герман Викторович Куликов нар нээсэн гэнэтийн өөрчлөлт 3·10 15 эВ-ийн эрчимтэй сансрын цацрагийн энергийн спектрийн төрөл. Энэ утгаас доогуур энергитэй үед бөөмсийн спектрийн туршилтын өгөгдлийг ихэвчлэн "хүчний хууль" хэлбэрээр үзүүлсэн бөгөөд ингэснээр бөөмсийн тоо НӨгөгдсөн энергитэй E-г бөөмийн энерги болон γ-ийн чадалтай урвуу пропорциональ гэж үзсэн. Н(Э) = а/Эγ (γ нь дифференциал спектрийн үзүүлэлт). 3·10 15 эВ хүртэл энерги, индикатор γ = 2.7, гэхдээ илүү өндөр энерги рүү шилжих үед энергийн спектр нь "завсарлага" -ыг мэдэрдэг: эрчим хүчний хувьд Э> 3·10 15 эВ γ нь 3.15 болно. Спектрийн энэхүү өөрчлөлтийг хурдасгасан бөөмсийн энерги дээд хэмжээнд хүрэхтэй холбон тайлбарлах нь зүйн хэрэг. боломжит утга, Суперновагийн хурдатгалын механизмд зориулж тооцоолсон. Спектрийн эвдрэлийн талаарх энэхүү тайлбарыг мөн 10 15 – 10 17 эВ энергийн муж дахь анхдагч бөөмсийн цөмийн найрлага баталж байна. Энэ талаархи хамгийн найдвартай мэдээллийг EAS-ийн цогц суурилуулалтууд - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade" өгдөг. Тэдгээрийн тусламжтайгаар зөвхөн анхдагч цөмийн энергийн тухай мэдээлэл төдийгүй тэдгээрийн атомын тооноос хамаарч параметрүүдийг олж авдаг - шүршүүрийн "өргөн", электрон ба мюоны тоо, хамгийн эрч хүчтэй тоонуудын хоорондын харьцаа. электронууд ба тэдгээрийн нийт тоо. Эдгээр бүх өгөгдөл нь анхдагч бөөмсийн энерги тасрахаас өмнө спектрийн зүүн хязгаараас завсарлагааны дараах энерги хүртэл нэмэгдэх тусам тэдгээрийн дундаж масс нэмэгддэг болохыг харуулж байна. Бөөмийн массын найрлага дахь энэхүү өөрчлөлт нь суперновагийн бөөмийн хурдатгалын загварт нийцдэг - энэ нь бөөмийн цэнэгээс хамаарах хамгийн их энергиэр хязгаарлагддаг. Протонуудын хувьд энэ хамгийн их энерги нь 3·10 15 эВ-ийн дараалалтай бөгөөд түргэвчилсэн бөөмийн (цөм) цэнэгтэй пропорциональ хэмжээгээр нэмэгддэг тул төмрийн цөм ~10 17 эВ хүртэл үр дүнтэй хурдасдаг. Энерги нь дээд хэмжээнээс давсан бөөмийн урсгалын эрчим хурдан буурдаг.

Харин түүнээс ч өндөр энергитэй (~3·10 18 эВ) бөөмсийг бүртгэсэн нь сансрын цацрагийн спектр нь зөвхөн тасрахгүй, харин тасрахаас өмнө ажиглагдсан хэлбэрт буцаж ирдэг болохыг харуулсан!

"Хэт өндөр" энергийн бүс дэх энергийн спектрийн хэмжилт ( Э> 10 18 эВ) нь ийм тоосонцор цөөн байдаг тул маш хэцүү байдаг. Эдгээр ховор үзэгдлүүдийг ажиглахын тулд зуу зуун, бүр хэдэн мянган газар нутагт агаар мандалд үүссэн EAS бөөмс, Вавилов-Черенковын цацраг, иончлолын цацрагийн урсгалыг илрүүлэх мэдрэгчийн сүлжээг бий болгох шаардлагатай. квадрат километр. Ийм том, нарийн төвөгтэй суурилуулалтын хувьд эдийн засгийн үйл ажиллагаа хязгаарлагдмал, гэхдээ асар олон тооны детекторын найдвартай ажиллагааг хангах чадвартай байршлыг сонгодог. Ийм суурилуулалтыг эхлээд хэдэн арван хавтгай дөрвөлжин км талбайд (Якутск, Хавера цэцэрлэгт хүрээлэн, Акено), дараа нь хэдэн зуун (AGASA, Fly's Eye, HiRes) барьсан бөгөөд эцэст нь одоо хэдэн мянган хавтгай дөрвөлжин километр талбайг суурилуулж байна (Пьер Аугерын ажиглалтын газар Аргентин, АНУ-ын Юта дахь телескоп суурилуулалт).

Хэт өндөр энергитэй сансрын туяаг судлах дараагийн алхам бол сансраас агаар мандлын флюресценцийг ажиглах замаар EAS-ийг илрүүлэх аргыг боловсруулах явдал юм. Орос улс хэд хэдэн оронтой хамтран сансрын анхны EAS илрүүлэгч болох TUS төслийг бүтээж байна. Ийм төрлийн өөр нэг илрүүлэгчийг Олон улсын төв дээр суурилуулахаар төлөвлөж байна сансрын станцОУСС (JEM-EUSO болон KLPVE төслүүд).

Өнөөдөр бид хэт өндөр энергитэй сансрын цацрагуудын талаар юу мэддэг вэ? Доод зураг нь 10 18 эВ-ээс дээш энергитэй сансрын цацрагийн энергийн спектрийг харуулж байгаа бөгөөд үүнийг дээр дурдсанчлан хамгийн сүүлийн үеийн суурилуулалт (HiRes, Пьер Аугерын ажиглалтын газар) ашиглан олж авсан доод энергийн сансрын цацрагийн талаархи мэдээлэлтэй хамт харуулав. Сүүн замын галактик. 3·10 18 – 3·10 19 эВ энергитэй үед дифференциал энергийн спектрийн индекс 2.7–2.8 утга хүртэл буурсан нь бөөмийн энерги нь тоосонцороос хамаагүй бага байх үед галактикийн сансрын туяанд ажиглагдсантай яг ижил байна. галактикийн хурдасгуурын хувьд боломжтой хамгийн их . Энэ нь хэт өндөр энергитэй үед бөөмсийн гол урсгалыг галактикаас хамаагүй өндөр энергитэй, галактикаас гадуурх хурдасгуур үүсгэдэг болохыг харуулж байгаа юм биш үү? Галактикийн сансрын цацрагийн спектрийн тасалдал нь 10 14 – 10 16 эВ дунд зэргийн энергитэй бүсээс шилжихэд галактикийн гаднах сансрын цацрагуудын хувь нэмэр эрс өөрчлөгддөг бөгөөд энэ нь галактикийн (спектр) 30 дахин бага байдаг. зурган дээрх тасархай шугамаар) давамгайлах хэт өндөр энергийн бүс рүү шилжүүлнэ.

IN сүүлийн хэдэн арван жилЦэнэглэгдсэн тоосонцорыг 10 19 эВ-ээс хамаагүй өндөр энерги хүртэл хурдасгах чадвартай галактикаас гадуурх объектуудын талаар олон тооны одон орны мэдээлэл хуримтлагдсан. Хэмжээтэй объект байгаагийн тод шинж тэмдэг Дбөөмсийг эрчим хүч болгон хурдасгаж чаддаг Э, энэ объект даяар соронзон орон B байгаа нь бөөмийн гирорадиус бага байна уу? Д. Ийм нэр дэвшигчийн эх сурвалжид радио галактикууд (хүчтэй радио ялгаруулалт) орно; хар нүх агуулсан идэвхтэй галактикуудын цөм; мөргөлдөж буй галактикууд. Эдгээр нь бүгд гэрлийн хурдтай ойртож, асар хурдтай хөдөлж буй хий (плазм) агуулсан байдаг. Ийм тийрэлтэт онгоцууд нь хурдасгуурыг ажиллуулахад шаардлагатай цохилтын долгионы үүргийг гүйцэтгэдэг. Сансар огторгуйн цацрагийн ажиглагдсан эрчмийг тодорхойлоход тэдний оруулсан хувь нэмрийг тооцоолохын тулд эх үүсвэрийн дэлхийгээс хол зайд тархсан байдал, галактик хоорондын орон зай дахь бөөмсийн энергийн алдагдлыг харгалзан үзэх шаардлагатай. Сансар огторгуйн цацрагийн цацрагийг нээхээс өмнө галактик хоорондын орон зай нь зөвхөн цахилгаан соронзон цацрагт төдийгүй хэт өндөр энергийн тоосонцоруудад "хоосон" бөгөөд тунгалаг мэт санагдаж байв. Галактик хоорондын орон зай дахь хийн нягт нь одон орны мэдээллээр маш бага (10-29 г/см3) тул хэдэн зуун тэрбум гэрлийн жилийн (10 24 м) асар их зайд ч бөөмс хийн цөмтэй тааралддаггүй. атомууд. Гэсэн хэдий ч, Орчлон ертөнц бага энергитэй фотоноор (ойролцоогоор 500 фотон/см3 энергитэй) дүүрсэн болохыг олж мэдсэн. Э f ~10 –3 eV), Их тэсрэлтийн дараа үлдсэн протон ба цөмүүд илүү их энергитэй болох нь тодорхой болсон. Э~5·10 19 эВ, Грейзен-Зацепин-Кузьмин (GZK) хязгаар нь фотонуудтай харилцан үйлчилж, b алдах ёстой. Отаны ихэнх энерги. Ийнхүү биднээс 10 7 гэрлийн жилийн зайд оршдог орчлон ертөнцийн дийлэнх хэсэг нь 5·10 19 эВ-ээс дээш энергитэй туяаг ажиглахад хүртээмжгүй болж хувирав. Хэт өндөр энергитэй сансрын цацрагийн спектрийн талаархи сүүлийн үеийн туршилтын өгөгдөл (HiRes суурилуулалт, Пьер Ожерийн ажиглалтын төв) Дэлхийгээс ажиглагдсан бөөмсийн энергийн хязгаарыг баталж байна.

Таны харж байгаагаар хэт өндөр энергитэй сансрын цацрагийн гарал үүслийг судлах нь туйлын хэцүү байдаг: хамгийн өндөр энергитэй (GZK хязгаараас дээш) сансрын цацрагийн эх үүсвэрүүдийн ихэнх нь маш хол байдаг тул бөөмс нь олж авсан энергийг алддаг. эх дэлхийдээ хүрэх замдаа. Мөн GZK хязгаараас бага энергитэй үед Галактикийн соронзон орны бөөмсийн хазайлт их хэвээр байгаа бөгөөд бөөмсийн ирэх чиглэл нь селестиел бөмбөрцөг дээрх эх үүсвэрийн байрлалыг зааж өгөх боломжгүй юм.

Хэт өндөр энергитэй сансрын цацрагийн эх үүсвэрийг хайхдаа хангалттай өндөр энергитэй бөөмсийн хүрэх туршилтаар хэмжсэн чиглэлийн хамаарлын шинжилгээг ашигладаг бөгөөд ингэснээр Галактикийн талбарууд бөөмсийг чиглэлээс бага зэрэг хазайдаг. эх сурвалж. Өмнөх үеийн суурилуулалтууд нь бөөмсийн ирэх чиглэлийг тусгайлан сонгосон астрофизикийн объектуудын координаттай харьцуулах талаар найдвартай мэдээллийг хараахан өгөөгүй байна. Pierre Auger Observatory-ийн хамгийн сүүлийн үеийн мэдээллүүд нь GZK хязгаарын дарааллаар эрчимтэй бөөмсийн эрчимтэй урсгалыг бий болгоход AGN төрлийн эх сурвалжуудын гүйцэтгэх үүргийн талаарх мэдээллийг ойрын жилүүдэд олж авах найдвар гэж үзэж болно.

Сонирхолтой нь, AGASA суурилуулалт нь ажиглалтын явцад хоёр, бүр гурван ширхэг бөөм орж ирдэг "хоосон" чиглэлүүд (мэдэгдэх эх сурвалж байхгүй газрууд) байгааг илтгэж байв. Энэ нь анхан шатны бөөмсийн физиктэй салшгүй холбоотой орчлон ертөнцийн үүсэл, хөгжлийн шинжлэх ухаан болох сансар судлалын чиглэлээр ажилладаг физикчдийн сонирхлыг ихэд татав. Бичил ертөнцийн бүтэц, орчлон ертөнцийн хөгжлийн зарим загварууд (Их тэсрэлтийн онол) орчин үеийн ертөнцөд 10 23 -10 24 эВ масстай хэт масстай энгийн бөөмсүүд хадгалагдахыг урьдчилан таамаглаж байна. бодис нь Их тэсрэлтийн хамгийн эхний үе шатанд байх ёстой. Тэдний орчлон ертөнц дэх тархалт нь тийм ч тодорхой биш: тэдгээр нь орон зайд жигд тархсан эсвэл орчлон ертөнцийн асар том бүс нутагт "татагдан" байж болно. Тэдний гол онцлог нь эдгээр тоосонцор нь тогтворгүй бөгөөд 10 20 эВ-ээс их хэмжээний кинетик энергийг олж авдаг тогтвортой протон, фотон, нейтрино зэрэг хөнгөн хэсгүүд болж ялзарч чаддаг явдал юм. Ийм бөөмс (Орчлон ертөнцийн топологийн согогууд) хадгалагдан үлдсэн газрууд нь протон, фотон эсвэл хэт өндөр энергийн нейтриногийн эх үүсвэр болж хувирдаг.

Галактикийн эх үүсвэрүүдийн нэгэн адил галактикийн хэт өндөр энерги бүхий сансрын цацрагийн хурдасгуурууд байгаа нь гамма-цацраг детекторуудын өгөгдөл, жишээлбэл, сансрын цацрагийн эх үүсвэрт нэр дэвшигчид болох дээрх галактикийн гаднах объектуудад чиглэсэн HESS телескопуудаар нотлогддог.

Тэдгээрийн дотроос хамгийн ирээдүйтэй нь хийн тийрэлтэт галактикийн идэвхтэй цөмүүд (AGNs) байв. HESS суурилуулалтын хамгийн сайн судлагдсан объектуудын нэг бол манай Галактикаас 50 сая гэрлийн жилийн зайд орших Охины ордны M87 галактик юм. Түүний төвд хар нүх байдаг бөгөөд энэ нь түүний ойролцоох үйл явц, ялангуяа энэ галактикийн аварга том плазмын тийрэлтэт урсгалыг эрчим хүчээр хангадаг. M87 дахь сансрын цацрагийн хурдатгал нь түүний гамма цацрагийн ажиглалтаар шууд нотлогддог бөгөөд HESS суурилуулалтанд ажиглагдсан 1-10 ТеВ (10 12 - 10 13 эВ) энергитэй фотонуудын энергийн спектр. M87-аас ажиглагдсан гамма цацрагийн эрчим нь Хавчны 3% орчим байна. Эдгээр объект хүртэлх зайны зөрүүг (5000 дахин) харгалзан үзвэл M87-ийн гэрэлтэлт нь Хавчны гэрэлтэх чадвараас 25 сая дахин давсан гэсэн үг юм!

Энэ объектод зориулж үүсгэсэн бөөмийн хурдатгалын загварууд нь M87-д хурдассан бөөмсийн эрчим нь 50 сая гэрлийн жилийн зайд ч гэсэн 10 19 эВ-ээс дээш энергитэй сансрын цацрагийн ажиглагдсан эрчмийг үүсгэх боломжтой болохыг харуулж байна. .

Гэхдээ энд нэг нууц байна: энэ эх үүсвэр рүү чиглэсэн EAS-ийн талаарх орчин үеийн өгөгдөлд 10 19 эВ-ийн энергитэй бөөмсийн илүүдэл байдаггүй. Гэхдээ алс холын эх сурвалжууд ажиглагдаж буй үйл явдлуудад хувь нэмрээ оруулахаа больсон ийм энергийн үед ирээдүйн сансрын туршилтуудын үр дүнд энэ эх сурвалж гарч ирэхгүй гэж үү? Эрчим хүчний спектрийн завсарлагатай нөхцөл байдлыг дахин давтаж болно, жишээ нь 2·10 20 энергитэй үед. Гэхдээ энэ удаад эх үүсвэр нь анхдагч бөөмийн траекторийн чиглэлийг хэмжихэд харагдах ёстой, учир нь > 2·10 20 эВ энерги нь маш өндөр тул бөөмс галактикийн соронзон орон дотор хазайж болохгүй.

Бидний харж байгаагаар сансрын туяаг судалсан зуун жилийн түүхийн дараа бид дахин шинэ нээлтүүдийг хүлээж байна, энэ удаад мөн чанар нь тодорхойгүй байгаа хэт өндөр энергитэй сансрын цацраг туяа, гэхдээ үүрэг гүйцэтгэх боломжтой. чухал үүрэгОрчлон ертөнцийн бүтцэд.

Уран зохиол:
1) Добротин Н.А. Сансрын туяа. - М .: Хэвлэлийн газар. ЗХУ-ын ШУА, 1963 он.
2) Мурзин В.С. Сансар огторгуйн туяа физикийн танилцуулга. - М .: Хэвлэлийн газар. Москвагийн Улсын Их Сургууль, 1988 он.
3) Панасюк М.И. Орчлон ертөнцийн танихгүй хүмүүс буюу Их тэсрэлтийн цуурай. - Фрязино: "Век2", 2005.
4) Росси Б. Сансрын туяа. - М.: Атомиздат, 1966.
5) Хренов Б.А. Харьцангуй солирууд// Орос дахь шинжлэх ухаан, 2001, No4.
6) Хренов Б.А. болон Панасюк М.И. Сансрын элч нар: хол эсвэл ойрын уу?// Байгаль, 2006, №2.
7) Хренов Б.А. болон Климов П.А. Нээлтийн хүлээлт// Байгаль, 2008, No4.

12.4. Эрчим хүч харьцангуйн бөөмс

12.4.1. Харьцангуй бөөмийн энерги

Нийт эрчим хүчХарьцангуй тоосонцор нь релятивист бөөмийн тайван энерги ба түүний кинетик энергиэс бүрдэнэ.

E = E 0 + T,

Масс ба энергийн эквивалент(Эйнштейний томъёо) нь харьцангуй бөөмийн амрах энерги ба түүний нийт энергийг дараах байдлаар тодорхойлох боломжийг бидэнд олгодог.

• амрах энерги -

E 0 = m 0 c 2,

Энд m 0 нь харьцангуйн бөөмийн амрах масс (өөрийн жишиг хүрээн дэх бөөмийн масс); c - вакуум дахь гэрлийн хурд, c ≈ 3.0 ⋅ 10 8 м/с;

• нийт эрчим хүч -

E = mc2,

энд m нь хөдөлж буй бөөмийн масс (v харьцангуй хурдтай ажиглагчтай харьцангуй хөдөлж буй бөөмийн масс); c нь вакуум дахь гэрлийн хурд, c ≈ 3.0 ⋅ 10 8 м/с.

Масс хоорондын хамаарал m 0 (хөдөлгөөнт бөөмийн масс) ба m (хөдөлгөөнт бөөмийн масс) нь илэрхийлэлээр тодорхойлогддог.

Кинетик энергиХарьцангуй бөөмийг ялгаагаар тодорхойлно:

T = E - E 0 ,

Энд E нь хөдөлж буй бөөмийн нийт энерги, E = mc 2; E 0 - заасан бөөмийн амрах энерги, E 0 = m 0 c 2; m 0 ба m массыг томъёогоор холбоно

m = m 0 1 − v 2 c 2,

энд m 0 нь бөөмс тайван байх үеийн жишиг хүрээн дэх бөөмийн масс; m нь тоосонцор v хурдтайгаар хөдөлж буй жишиг хүрээн дэх бөөмийн масс; c нь вакуум дахь гэрлийн хурд, c ≈ 3.0 ⋅ 10 8 м/с.

Илэрхий кинетик энергихарьцангуйн бөөмийг томъёогоор тодорхойлно

T = m c 2 − m 0 c 2 = m 0 c 2 (1 1 − v 2 c 2 − 1) .

Жишээ 6. Харьцангуй бөөмийн хурд нь гэрлийн хурдны 80% байна. Бөөмийн нийт энерги нь кинетик энергиэс хэд дахин их болохыг тодорхойл.

Шийдэл. Харьцангуй бөөмийн нийт энерги нь релятивист бөөмийн амрах энерги ба түүний кинетик энергиээс бүрдэнэ.

E = E 0 + T,

Энд E нь хөдөлж буй бөөмийн нийт энерги; E 0 - заасан бөөмийн амрах энерги; T нь түүний кинетик энерги юм.

Үүнээс үзэхэд кинетик энерги нь ялгаа юм

T = E - E 0 .

Шаардлагатай хэмжээ нь харьцаа юм

E T = E E - E 0 .

Тооцооллыг хялбарчлахын тулд хүссэн утгын урвуу утгыг олъё.

T E = E - E 0 E = 1 - E 0 E,

Энд E 0 = m 0 c 2; E = mc 2; м 0 - амрах масс; m нь хөдөлж буй бөөмийн масс; c нь вакуум дахь гэрлийн хурд юм.

E0 ба E-ийн илэрхийллийг (T/E) харьцаанд орлуулбал гарна

T E = 1 - m 0 c 2 м c 2 = 1 - м 0 м.

m 0 ба m массын хоорондын хамаарлыг томъёогоор тодорхойлно

m = m 0 1 − v 2 c 2,

Энд v нь харьцангуй бөөмийн хурд, v = 0.80c.

Эндээс массын харьцааг илэрхийлье.

m 0 m = 1 − v 2 c 2

ба үүнийг (T/E) гэж орлуулна:

T E = 1 - 1 - v 2 c 2.

Тооцоолъё:

T E = 1 - 1 - (0.80 c) 2 c 2 = 1 - 0.6 = 0.4.

Шаардлагатай хэмжээ нь урвуу харьцаа юм

E T = 1 0.4 = 2.5.

Заасан хурдтай харьцангуй бөөмийн нийт энерги нь түүний кинетик энергиэс 2.5 дахин их байна.

2015 оны 7-р сарын 16-ны 00:57 цагт

Этан №14: Орчлон ертөнцийн хамгийн өндөр энергийн бөөмс

• алдартай шинжлэх ухаан,
• Физик

• Орчуулга

Асар их нэвтэрч буй энергийн цацраг нь дээрээс манай агаар мандалд орж ирдэг гэсэн таамаглалаар миний ажиглалтын үр дүнг хамгийн сайн тайлбарлаж байна.
- Виктор Хэсс

Хамгийн хүчирхэг бөөмийн хурдасгуурууд болох SLAC, Fermilab, LHC нь бидний харж чадах хамгийн өндөр энергийн эх үүсвэр гэж та бодож магадгүй. Гэвч дэлхий дээр бидний хийх гэж оролдсон бүхнийг харьцуулах аргагүй байгалийн үйл явцОрчлон ертөнц.

Уншигч асууж байна:

Би хүүхэд байхдаа "Гайхамшигт дөрвөн" комикс уншиж эхэлснээс хойш би сансрын туяаны талаар илүү ихийг мэдэхийг хүсдэг болсон. Та надад энэ талаар тусалж чадах уу?

Харцгаая.

Юрий Гагарин манай гаригийн гадаргууг орхиж амжаагүй байхад ч гэсэн тэнд агаар мандлын хамгаалалтаас гадна орон зай өндөр энергийн цацрагаар дүүрдэг гэдгийг бүгд мэддэг байсан. Бид энэ талаар яаж мэдсэн бэ?

Электроскопоор хийсэн энгийн туршилтуудын үеэр анхны сэжиг төржээ.

Хэрэв та өгвөл цахилгаан цэнэгхоёр металл навч хоорондоо холбогдсон ийм төхөөрөмж - тэд хүлээн авах болно ижил төлбөрмөн түлхэх болно. Цаг хугацаа өнгөрөхөд цэнэг нь эргэн тойрон дахь агаарт урсах болно гэж та хүлээх болно, тиймээс та төхөөрөмжийг тусгаарлах, жишээлбэл, эргэн тойронд вакуум бий болгох талаар бодож болно.

Гэхдээ энэ тохиолдолд ч электроскоп цэнэггүй болдог. Хар тугалгаар дулаалсан ч гадагшилна. 20-р зууны эхэн үед туршилтын мэргэжилтнүүдийн олж мэдсэнээр, та цахилгаанскопыг өндөрт өргөх тусам хурдан цэнэггүй болно. Хэд хэдэн эрдэмтэд таамаглал дэвшүүлсэн - ялгадас нь өндөр энергийн цацрагийн улмаас үүсдэг. Энэ нь өндөр нэвтрэх эрчим хүч, эх дэлхийгээс гадна байдаг.

Шинжлэх ухаанд таамаглалыг шалгах нь заншилтай байдаг. 1912 онд Виктор Гесс туршилт хийжээ бөмбөлөг, тэнд тэрээр эдгээр өндөр энергитэй сансрын хэсгүүдийг олохыг оролдсон. Мөн тэрээр тэднийг элбэг дэлбэг олж, сансрын туяаны эцэг болжээ.

Эрт илрүүлэгч нь гайхалтай энгийн байсан. Та түүгээр цэнэглэгдсэн бөөмсийг "мэдрэх" тусгай эмульс бүтээж, бүгдийг нь соронзон орон дотор байрлуулна. Бөөмүүд үүгээр дамжин өнгөрөхөд та хоёр чухал зүйлийг мэдэж болно:

• бөөмийн цэнэгийн массын харьцаа
• ба түүний хурд

Энэ нь бөөмийн зам хэрхэн гулзайлгахаас хамаарна. Үүнийг хэрэглэж буй соронзон орны хүчийг мэдэх замаар тооцоолж болно.

1930-аад онд газар дээр суурилсан хурдасгуур болон сансрын туяа мэдрэгч бүхий хэд хэдэн туршилтууд маш олон тооны туршилтуудыг хийсэн. сонирхолтой мэдээлэл. Жишээлбэл, ихэнх сансрын цацрагийн тоосонцор (90%) байсан өөр өөр түвшинэрчим хүч - хэд хэдэн мегаэлектровольтоос эхлээд таны хэмжиж чадахуйц өндөр энерги хүртэл! Үлдсэн ихэнх хэсэг нь альфа бөөмс буюу хоёр протон ба нейтрон бүхий гелийн цөм, ижил энергийн түвшинтэй байв.

Эдгээр сансрын туяа уулзах үед дээд хэсэгДэлхийн агаар мандал, тэд түүнтэй харилцан үйлчилж, өндөр энергитэй бөөмсийн бороо үүсгэдэг каскадын урвалыг үүсгэдэг бөгөөд үүнд хоёр шинэ тоосонцор байдаг: позитрон, оршин тогтнох тухай 1930 онд Дирак таамаглаж байсан. Энэ бол антиматерийн ертөнцийн электроны ижил масс, гэхдээ эерэг цэнэгтэй, мюон нь электронтой ижил цэнэгтэй, гэхдээ 206 дахин хүнд тогтворгүй бөөмс юм. Позитроныг 1932 онд Карл Андерсен, мюоныг 1936 онд түүний шавь Сет Неддермайер нар нээсэн боловч анхны позитроныг хэдэн жилийн өмнө Пол Куэнзе нээсэн нь түүх ямар нэгэн байдлаар мартагдсан байдаг.

Гайхалтай зүйл: хэрэв та гараа газартай зэрэгцүүлэн сунгавал секунд тутамд ойролцоогоор 1 муон түүгээр дамжин өнгөрөх болно.

Таны гараар дамжих мюон бүр сансрын туяаны бороонд төрдөг бөгөөд тэдгээр нь тус бүрийг баталгаажуулдаг. тусгай онолхарьцангуйн онол! Эдгээр мюонууд нь ойролцоогоор 100 км-ийн өндөрт үүсдэг боловч мюоны дундаж наслалт ойролцоогоор 2.2 микросекунд байдаг. Тэд гэрлийн хурдаар хөдөлсөн ч задрахаасаа өмнө ердөө 660 метрээс илүүгүй замыг туулах чадвартай. Гэвч цаг хугацааны гажуудал, гэрлийн хурдтай ойртож буй бөөмийн цаг нь хөдөлгөөнгүй ажиглагчийн үүднээс удааширдаг тул эдгээр хурдан хөдөлдөг мюонууд ялзрахаас өмнө дэлхийн гадаргуу хүртэл дамждаг.

Хэрэв бид өнөөдрийг хүртэл урагшлах юм бол эдгээр сансрын бөөмсийн тоо, энергийн спектрийг хоёуланг нь нарийн хэмжсэн болно.

100 ГэВ орчим энергийн бөөмс хамгийн түгээмэл бөгөөд ойролцоогоор 1 ийм бөөмс дамжин өнгөрдөг квадрат метрсекунд тутамд дэлхийн гадаргуу. Хэдийгээр илүү их энергитэй хэсгүүд байдаг ч тэдгээр нь хамаагүй бага байдаг - ховор байх тусам бид илүү их энерги авдаг. Жишээлбэл, хэрэв бид 10 16 эВ-ийн энергийг авбал ийм тоосонцор жилд нэг удаа квадрат метрээр дамжин өнгөрөх болно. Мөн 5 × 10 10 ГеВ (эсвэл 5 × 10 19 эВ) энергитэй хамгийн өндөр энергийн бөөмсүүд жилд нэг удаа 10 км талтай детектороор дамжин өнгөрөх болно.

Энэ санаа нь нэлээд хачирхалтай харагдаж байна - гэхдээ үүнийг хэрэгжүүлэх шалтгаан бий: сансрын цацрагийн эрчим хүчний хязгаарлалт, орчлон ертөнц дэх протонуудын хурдны хязгаарлалт байх ёстой! Бидний протонд өгч чадах энергид ямар ч хязгаарлалт байхгүй байж магадгүй: цэнэглэгдсэн бөөмсийг соронзон орон ашиглан хурдасгах боломжтой бөгөөд орчлон ертөнцийн хамгийн том бөгөөд идэвхтэй хар нүхнүүд протоныг бидний ажиглаж байснаас хамаагүй их энерги болгон хурдасгаж чаддаг.

Гэвч тэд бидэнд хүрэхийн тулд орчлонг тойрон аялах ёстой бөгөөд Орчлон ертөнц маш их хүйтэн, бага энергитэй цацрагаар дүүрсэн байдаг - сансрын дэвсгэр цацраг.

Өндөр энергитэй бөөмс нь зөвхөн орчлон ертөнцийн хамгийн том, идэвхтэй хар нүхнүүд байрладаг бүс нутагт үүсдэг бөгөөд тэдгээр нь бүгд манай галактикаас маш хол байдаг. Хэрэв 5 × 10 10 ГэВ-ээс их энергитэй бөөмс гарч ирвэл Big Bang-аас үлдсэн фотонуудын аль нэг нь түүнтэй харилцан үйлчилж, пион үүсгэх хүртэл хэдхэн сая гэрлийн жилээс илүүгүй замыг туулж чадна. Илүүдэл энерги ялгарч, үлдсэн энерги нь хязгаарт хүрнэ сансрын энерги, Грейсен-Зацепин-Кузьмин хязгаар гэж нэрлэгддэг.

Тиймээс бид физикчдэд үндэслэлтэй мэт санагдах цорын ганц зүйлийг хийсэн: бид бодит бус асар том детектор бүтээж, бөөмс хайж эхлэв!

нэрэмжит обсерватори Пьер Аугер яг л үүнийг хийж байна: LHC-ийн эрчмээс 10 сая дахин их энергийн хязгаарт хүрдэг боловч даван туулж чаддаггүй сансрын цацрагууд байдаг гэдгийг баталж байна! Энэ нь бидний урьд өмнө тохиолдож байсан хамгийн хурдан протонууд бараг гэрлийн хурдаар (энэ нь яг 299.792.458 м/с), харин арай удаан хөдөлдөг гэсэн үг юм. Гэхдээ хэр удаан вэ?

Хамгийн хурдан протонууд, яг хязгаарт хүрч, секундэд 299,792,457.99999999999918 метр хурдтайгаар хөдөлдөг. Хэрэв та ийм протон, фотоныг өмнө нь хөөргөх юм бол