Сегодня построены достоверные модели взаимодействия космических лучей с ядрами атомов атмосферы, позволившие изучить энергетический спектр и состав их первичных частиц самых высоких энергий. Стало ясно, что космические лучи в динамике развития Галактикиают не меньшую роль, чем её поля и потоки межзвёздного газа: удельная энергия космических лучей, газа и магнитного поля примерно равны 1 эВ в см3. При таком балансе энергии в межзвёздной среде естественно предположить, что ускорение частиц космических лучей происходит, скорее всего, в тех же объектах, которые отвечают за нагревание и выброс газа, например в Новых и Сверхновых звёздах при их взрыве.

Первый механизм ускорения космических лучей предложил Энрико Ферми для протонов, хаотически сталкивающихся с намагниченными облаками межзвёздной плазмы, но не смог объяснить всех экспериментальных данных. В 1977 году академик Гермоген Филиппович Крымский показал, что этот механизм должен гораздо сильней ускорять частицы в остатках Сверхновых на фронтах ударных волн, скорости которых на порядки выше скоростей облаков. Сегодня достоверно показано, что механизм ускорения космических протонов и ядер ударной волной в оболочках Сверхновых наиболее эффективен. Но воспроизвести его в лабораторных условиях вряд ли удастся: ускорение происходит сравнительно медленно и требует огромных затрат энергии для удержания ускоренных частиц. В оболочках Сверхновых эти условия существуют благодаря самой природе взрыва. Замечательно, что ускорение космических лучей происходит в уникальном астрофизическом объекте, который отвечает за синтез тяжёлых ядер (тяжелее гелия), действительно присутствующих в космических лучах.

В нашей Галактике известны несколько Сверхновых возрастом меньше тысячи лет, которые наблюдались невооружённым глазом. Наиболее известны Крабовидная туманность в созвездии Тельца («Краб» — остаток вспышки Сверхновой в 1054 году, отмеченной в восточных летописях), Кассиопея-А (её наблюдал в 1572 году астроном Тихо Браге) и Сверхновая Кеплера в созвездии Змееносца (1680). Диаметры их оболочек сегодня составляют 5—10 световых лет (1 св. год = 1016 м), то есть они расширяются со скоростью порядка 0,01 скорости света и находятся на расстояниях примерно десять тысяч световых лет от Земли. Оболочки Сверхновых («туманностей») в оптическом, в радио-, рентгеновском и гамма-диапазонах наблюдали космические обсерватории Чандра, Хаббл и Спитцер. Они достоверно показали, что в оболочках действительно происходит ускорение электронов и протонов, сопровождаемое рентгеновским излучением.

Наполнить межзвёздное пространство космическими лучами с измеренной удельной энергией (~1 эВ в см3) могли бы около 60 остатков Сверхновых моложе 2000 лет, в то время как их известно менее десяти. Эта нехватка объясняется тем, что в плоскости Галактики, там, где сосредоточены звёзды и Сверхновые в том числе, очень много пыли, которая не пропускает свет к наблюдателю на Земле. Наблюдения в рентгеновском и гамма-излучениях, для которых пылевой слой прозрачен, позволил расширить список наблюдаемых «молодых» Сверхновых оболочек. Последней из таких вновь открытых оболочек стала Сверхновая G1.9+0.3, наблюдаемая с помощью рентгеновского телескопа «Чандра» начиная с января 2008 года. Оценки размера и скорости расширения её оболочки показывают, что она вспыхнула примерно 140 лет назад, но не была видна в оптическом диапазоне из-за полного поглощения её света пылевым слоем Галактики.

К данным о Сверхновых, взрывающихся в нашей Галактике Млечный Путь, добавляются значительно более богатые статистические данные о Сверхновых в других галактиках. Прямым подтверждением присутствия ускоренных протонов и ядер служит гамма-излучение с высокой энергией фотонов, возникающих в результате распада нейтральных пионов — продуктов взаимодействия протонов (и ядер) с веществом источника. Такие фотоны самых высоких энергий наблюдают с помощью телескопов, регистрирующих свечение Вавилова — Черенкова, излучаемое вторичными частицами ШАЛ. Самый совершенный инструмент такого типа — установка из шести телескопов, созданная при сотрудничестве HESS в Намибии. Гамма-излучение Краба было измерено первым, и его интенсивность стала мерой интенсивности для других источников.

Полученный результат не только подтверждает наличие механизма ускорения протонов и ядер в Сверхновой, но и позволяет также оценить спектр ускоренных частиц: спектры «вторичных» гамма-квантов и «первичных» протонов и ядер весьма близки. Магнитное поле в Крабе и его размер допускают ускорение протонов до энергий порядка 1015 эВ. Спектры частиц космических лучей в источнике и в межзвёздной среде несколько отличаются, так как вероятность выхода частиц из источника и время жизни частиц в Галактике зависят от энергии и заряда частицы. Сравнение энергетического спектра и состава космических лучей, измеренных у Земли, со спектром и составом в источнике позволило понять, как долго путешествуют частицы среди звёзд. Ядер лития, бериллия и бора в космических лучах у Земли оказалось значительно больше, чем в источнике, — их дополнительное количество появляется в результате взаимодействия более тяжёлых ядер с межзвёздным газом. Измерив эту разность, вычислили количество Х того вещества, через которое прошли космические лучи, блуждая в межзвёздной среде. В ядерной физике количество вещества, которое встречает частица на своём пути, измеряют в г/см2. Это связано с тем, что для вычисления уменьшения потока частиц в столкновениях с ядрами вещества надо знать число столкновений частицы с ядрами, имеющими разную поперечную к направлению частицы площадь (сечение). Выражая количество вещества в этих единицах, для всех ядер получается единая шкала измерения.
Экспериментально найденное значение X ~ 5—10 г/см2 позволяет оценить время жизни t космических лучей в межзвёздной среде: t X/ρc, где c — скорость частиц, примерно равная скорости света, ρ ~10–24 г/см3 – средняя плотность межзвёздной среды. Отсюда время жизни космических лучей — порядка 108 лет. Это время намного превышает время пролёта частицы, двигающейся со скоростью с по прямой от источника до Земли (3·104 лет для самых далёких источников на противоположной от нас стороне Галактики). Это означает, что частицы движутся не по прямой, а испытывают рассеяние. Хаотические магнитные поля галактик с индукцией В ~10–6 гаусса (10–10 тесла) движут их по окружности радиусом (гирорадиусом) R = E/3 x 104B, где R в м, Е — энергия частицы в эВ, В — индукция магнитного поля в гауссах. При умеренных энергиях частиц Е < 1017 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·1020 м).

Приблизительно по прямой приходить от источника будут только частицы с энергией Е > 1019 эВ. Поэтому направление создающих ШАЛ частиц с энергией менее 1019 эВ не указывает на их источник. В этой области энергий остаётся только наблюдать вторичные излучения, генерируемые в самих источниках протонами и ядрами космических лучей. В доступной для наблюдения области энергий гамма-излучения (Е < 1013 эВ) данные о направлении прихода его квантов убедительно показывают, что космические лучи излучают объекты, сконцентрированные в плоскости нашей Галактики. Там же сосредоточено и межзвёздное вещество, с которым взаимодействуют частицы космических лучей, генерируя вторичное гамма-излучение.

Представление о космических лучах как «местном» галактическом явлении оказалось верно лишь для частиц умеренных энергий Е < 1017 эВ. Ограниченные возможности Галактики как ускорять, так и удерживать частицы с особенно высокой энергией были убедительно продемонстрированы в опытах по измерению энергетического спектра космических лучей.

В 1958 году Георгий Борисович Христиансен и Герман Викторович Куликов открыли резкое изменение вида энергетического спектра космических лучей при энергии порядка 3·1015 эВ. При энергиях меньше этого значения экспериментальные данные о спектре частиц обычно представляли в «степенном» виде так, что число частиц N с заданной энергией E считалось обратно пропорциональным энергии частицы в степени γ: N(E)=a/Eγ (γ — дифференциальный показатель спектра). До энергии 3·1015 эВ показатель γ = 2,7, но при переходе к большим энергиям энергетический спектр испытывает «излом»: для энергий Е > 3·1015 эВ γ становится 3,15. Это изменение спектра естественно связать с приближением энергии ускоренных частиц к максимально возможному значению, вычисленному для механизма ускорения в Сверхновых. В пользу такого объяснения излома спектра говорит и ядерный состав первичных частиц в области энергий 1015—1017 эВ. Наиболее надёжные сведения о нём дают комплексные установки ШАЛ — «МГУ», «Тунка», «Тибет», «Каскад». С их помощью получают не только сведения об энергии первичных ядер, но и параметры, зависящие от их атомных номеров, — «ширину» ливня, соотношения между количеством электронов и мюонов, между количеством самых энергичных электронов и общим их количеством. Все эти данные свидетельствуют, что с ростом энергии первичных частиц от левой границы спектра до его излома к энергии после излома происходит увеличение их средней массы. Такое изменение состава частиц по массам согласуется с моделью ускорения частиц в Сверхновых — оно ограничено максимальной энергией, зависящей от заряда частицы. Для протонов эта максимальная энергия порядка 3·1015 эВ и увеличивается пропорционально заряду ускоряемой частицы (ядра), так что ядра железа эффективно ускоряются вплоть до ~1017 эВ. Интенсивность потоков частиц с энергией, превышающей максимальную, быстро падает.

Но регистрация частиц ещё больших энергий (~3·1018 эВ) показала, что спектр космических лучей не только не обрывается, но возвращается к виду, наблюдаемому до излома!

Измерения энергетического спектра в области «ультравысокой» энергии (Е > 1018 эВ) очень трудны из-за малого количества таких частиц. Для наблюдения этих редких событий необходимо создавать сеть из детекторов потока частиц ШАЛ и порождённых ими в атмосфере излучения Вавилова — Черенкова и ионизационного излучения (флуоресценции атмосферы) на площади в сотни и даже тысячи квадратных километров. Для подобных больших, комплексных установок выбирают места с ограниченной хозяйственной деятельностью, но с возможностью обеспечить надёжную работу огромного числа детекторов. Такие установки были построены сначала на площадях в десятки квадратных километров (Якутск, Хавера Парк, Акено), затем в сотни (AGASA, Fly’s Eyе, HiRes), и, наконец, сейчас создаются установки в тысячи квадратных километров (обсерватория Пьер Оже в Аргентине, Телескопическая установка в штате Юта, США).

Следующим шагом в изучении космических лучей ультравысокой энергии станет развитие метода регистрации ШАЛ по наблюдению флуоресценции атмосферы из космоса. В кооперации с несколькими странами в России создаётся первый космический детектор ШАЛ, проект ТУС. Ещё один такой детектор предполагается установить на Международной космической станции МКС (проекты JEM-EUSO и КЛПВЭ).

Что мы сегодня знаем о космических лучах ультравысокой энергии? На нижнем рисунке представлен энергетический спектр космических лучей с энергией выше 1018 эВ, который получен на установках последнего поколения (HiRes, обсерватория Пьер Оже) вместе с данными о космических лучах меньших энергий, которые, как было показано выше, принадлежат Галактике Млечный Путь. Видно, что при энергиях 3·1018—3·1019 эВ показатель дифференциального энергетического спектра уменьшился до значения 2,7—2,8, именно такого, который наблюдается для галактических космических лучей, когда энергии частиц гораздо меньше предельно возможных для галактических ускорителей. Не служит ли это указанием на то, что при ультравысоких энергиях основной поток частиц создают ускорители внегалактического происхождения с максимальной энергией значительно больше галактической? Излом в спектре галактических космических лучей показывает, что вклад внегалактических космических лучей резко меняется при переходе от области умеренных энергий 1014—1016 эВ, где он примерно в 30 раз меньше вклада галактических (спектр, обозначенный на рисунке пунктиром), к области ультравысоких энергий, где он становится доминирующим.

В последние десятилетия накоплены многочисленные астрономические данные о внегалактических объектах, способных ускорять заряженные частицы до энергий гораздо больше 1019 эВ. Очевидным признаком того, что объект размером D может ускорять частицы до энергии Е, служит наличие на всём протяжении этого объекта магнитного поля В такого, что гирорадиус частицы меньше D. К таким источникам-кандидатам относятся радиогалактики (испускающие сильные радиоизлучения); ядра активных галактик, содержащие чёрные дыры; сталкивающиеся галактики. Все они содержат струи газа (плазмы), движущиеся с огромными скоростями, приближающимися к скорости света. Такие струиают роль ударных волн, необходимых для работы ускорителя. Чтобы оценить их вклад в наблюдаемую интенсивность космических лучей, нужно учесть распределение источников по расстояниям от Земли и потери энергии частиц в межгалактическом пространстве. До открытия фонового космического радиоизлучения межгалактическое пространство казалось «пустым» и прозрачным не только для электромагнитного излучения, но и для частиц ультравысокой энергии. Плотность газа в межгалактическом пространстве, по астрономическим данным, настолько мала (10–29 г/см3), что даже на огромных расстояниях в сотни миллиардов световых лет (1024 м) частицы не встречают ядер атомов газа. Однако, когда оказалось, что Вселенная наполнена мало энергичными фотонами (примерно 500 фотонов/см3 с энергией Еф ~10–3 эВ), оставшимися после Большого взрыва, стало ясно, что протоны и ядра с энергией больше Е ~5·1019 эВ, предела Грейзена — Зацепина — Кузьмина (ГЗК), должны взаимодействовать с фотонами и на пути более десятков миллионов световых лет терять бoльшую часть своей энергии. Таким образом, подавляющая часть Вселенной, находящаяся на расстояниях более 107 световых лет от нас, оказалась недоступной для наблюдения в лучах с энергией более 5·1019 эВ. Последние экспериментальные данные о спектре космических лучей ультравысокой энергии (установка HiRes, обсерватория Пьер Оже) подтверждают существование этого энергетического предела для частиц, наблюдаемых с Земли.

Как видно, изучать происхождение космических лучей ультравысокой энергии чрезвычайно трудно: основная часть возможных источников космических лучей самых высоких энергий (выше предела ГЗК) находятся столь далеко, что частицы на пути к Земле теряют приобретённую в источнике энергию. А при энергиях меньше предела ГЗК отклонение частиц магнитным полем Галактики ещё велико, и направление прихода частиц вряд ли сможет указать положение источника на небесной сфере.

В поиске источников космических лучей ультравысокой энергии используют анализ корреляции экспериментально измеренного направления прихода частиц с достаточно высокими энергиями — такими, что поля Галактики несильно отклоняют частицы от направления на источник. Установки предыдущего поколения пока не дали убедительных данных о корреляции направления прихода частиц с координатами какого-либо специально выделенного класса астрофизических объектов. Последние данные обсерватории Пьер Оже можно рассматривать как надежду на получение в ближайшие годы данных о роли источников типа AGN в создании интенсивных потоков частиц с энергией порядка предела ГЗК.

Интересно, что на установке AGASA были получены указания на существование «пустых» направлений (таких, где нет никаких известных источников), по которым за время наблюдения приходят две и даже три частицы. Это вызвало большой интерес у физиков, занимающихся космологией — наукой о происхождении и развитии Вселенной, неразрывно связанной с физикой элементарных частиц. Оказывается, что в некоторых моделях структуры микромира и развития Вселенной (теории Большого взрыва) предсказано сохранение в современной Вселенной сверхмассивных элементарных частиц с массой порядка 1023—1024 эВ, из которых должно состоять вещество на самой ранней стадии Большого взрыва. Их распределение во Вселенной не очень ясно: они могут быть либо равномерно распределены в пространстве, либо «притянуты» к массивным областям Вселенной. Главная их особенность в том, что эти частицы нестабильны и могут распадаться на более лёгкие, в том числе на стабильные протоны, фотоны и нейтрино, которые приобретают огромные кинетические энергии — более 1020 эВ. Места, где сохранились такие частицы (топологические дефекты Вселенной), могут оказаться источниками протонов, фотонов или нейтрино ультравысокой энергии.

Как и в случае галактических источников, существование внегалактических ускорителей космических лучей ультравысокой энергии подтверждают данные детекторов гамма-излучения, например телескопы установки HESS, направленные на перечисленные выше внегалактические объекты — кандидаты в источники космических лучей.

Среди них самыми перспективными оказались ядра активных галактик (AGN) со струями газа. Один из наиболее хорошо изученных на установке HESS объектов — галактика М87 в созвездии Дева, на расстоянии 50 миллионов световых лет от нашей Галактики. В её центре находится чёрная дыра, которая обеспечивает энергией процессы вблизи неё и, в частности, гигантскую струю плазмы, принадлежащей этой галактике. Ускорение космических лучей в М87 прямо подтверждают наблюдения её гамма-излучения, энергетический спектр фотонов которого с энергией 1—10 ТэВ (1012—1013 эВ), наблюдаемый на установке HESS. Наблюдаемая интенсивность гамма-излучения от М87 составляет примерно 3% от интенсивности Краба. С учётом разницы в расстоянии до этих объектов (5000 раз) это означает, что светимость М87 превышает светимость Краба в 25 миллионов раз!

Модели ускорения частиц, созданные для этого объекта, показывают, что интенсивность частиц, ускоряемых в М87, может быть так велика, что даже на расстоянии 50 миллионов световых лет вклад этого источника сможет обеспечить наблюдаемую интенсивность космических лучей с энергией выше 1019 эВ.

Но вот загадка: в современных данных о ШАЛ по направлению на этот источник нет избытка частиц с энергией порядка 1019 эВ. А не проявится ли этот источник в результатах будущих космических экспериментов, при таких энергиях, когда дальние источники уже не дают вклада в наблюдаемые события? Ситуация с изломом в энергетическом спектре может повториться ещё раз, например при энергии 2·1020. Но на этот раз источник должен быть виден в измерениях направления траектории первичной частицы, так как энергии > 2·1020 эВ настолько велики, что частицы не должны отклоняться в галактических магнитных полях.

Как видим, после столетней истории изучения космических лучей мы снова ждём новых открытий, на этот раз космического излучения ультравысокой энергии, природа которого пока неизвестна, но можетать важную роль в устройстве Вселенной.

E-NEWS