Космі́чні про́мені — високоенергетичні елементарні частинки або атомні ядра, які прилітають на Землю з космосу зі швидкістю, близькою до швидкості світла. Вони походять від Сонця, вибухів наднових зір, активних ядер галактик та динамічних процесів в міжзоряному газі. Після зіткнення з атмосферою Землі первинні частинки космічних променів утворюють атмосферні зливи, складені з великої кількості вторинних частинок, деякі з яких досягають поверхні Землі. Однак основна маса космічних променів відхиляється магнітосферою або геліосферою й не досягає Землі.
Попри назву «промені», космічні промені є не електромагнітним випромінюванням, а потоком частинок. Ця назва виникла ще в той час, коли природа космічних променів була незрозуміла. Вона аналогічна іншим назвам тієї ж епохи: катодні промені, альфа-промені, бета-промені.
Теоретично, максимальна енергія космічних променів обмежена межею Грейзена–Зацепіна–Кузьміна 5·1019 еВ, хоча спостерігається певна кількість космічних променів надвисоких енергій, які перевищують цю межу. Наприклад, рекордна частинка Oh-My-God мала енергію порядку 3·1020 еВ — в мільйони разів більше енергій в земних прискорювачах частинок і порядку енергії м'яча після удару.
Космічні промені були відкриті Віктором Гессом у 1912 році під час експериментів на повітряній кулі, за що він був нагороджений Нобелівською премією з фізики 1936 року. Зараз їх досліджують за допомогою різних обсерваторій космічних променів — черенковських телескопів, мереж детекторів для реєстрації вторинних частинок від атмосферних злив, запущених в космос або піднятих на повітряних кулях детекторів первинних частинок.
Історія Відкриття
Після відкриття радіоактивності Анрі Беккерелем у 1896 році вважалося, що спостережувана іонізація повітря спричинена лише випроміненням радіоактивних елементів у Землі та, можливо, радіоактивних газів в атмосфері. Кілька вимірювань залежності йонізації повітря від висоти, виконаних у 1900-1910 роках, вказували на меншу іонізацію на більших висотах, що узгоджувалось з ідеєю про поглинання в атмосфері випущеного Землею іонізуючого випромінювання.
У 1909 році Теодор Вульф розробив електрометр, пристрій для вимірювання швидкості утворення іонів усередині герметично закритого контейнера, і використав його, щоб показати вищі рівні радіації на вершині Ейфелевої вежі, ніж біля її основи. Однак його стаття, опублікована в Physikalische Zeitschrift, не отримала широкого прийняття. У 1911 році Доменіко Пачіні спостерігав одночасні зміни швидкості іонізації над поверхнею озера і на глибині 3 м під його поверхнею. Під водою радіоактивність була менша, з чого Пачіні зробив висновок, що певна частина іонізації має бути обумовлена не радіоактивністю земних порід, а іншими джерелами: Translated with commentary in .
У 1912 році Віктор Гесс під час польоту на повітряній кулі підняв три високоточні електрометри Вульфа точності на висоту 5300 м. Він виявив, що швидкість іонізації збільшилася приблизно вчетверо порівняно з її значенням на поверхні землі. Гесс виключив Сонце як джерело випромінювання, здійснивши підйом повітряної кулі під час майже повного затемнення. Гесс спостерігав зростання радіації з висотою і дійшов висновку, що «результати спостережень найкраще пояснюються припущенням, що випромінювання дуже високої проникаючої здатності потрапляє в атмосферу згори». У 1913–1914 роках підтвердив попередні результати Віктора Гесса, вимірявши підвищення іонізації на висоті 9 км.
У 1936 році за своє відкриття Гесс отримав Нобелівську премію з фізики.
Ідентифікація Бруно Россі написав, що:В кінці 1920-х — на початку 1930-х років техніка самозапису електроскопів, проведених повітряними кульками у найвищі шари атмосфери або занурених на великі глибини під водою, була доведена до безпрецедентного рівня досконалості німецьким фізиком Еріхом Регенером та його групою. Цим вченим ми зобов’язані деякі найточніші вимірювання, які коли-небудь проводилися іонізацією космічних променів, як функція висоти та глибини. У 1931 р. Ернест Резерфорд заявив, що "завдяки точним експериментам професора Мілікана та ще більш далекосяжним експериментам професора Регенера ми вперше отримали криву поглинання цих випромінювань у воді, на яку ми можемо сміливо покладатися".
Термін «космічні промені» запровадив у 1920-х роках Роберт Міллікен, який здійснив вимірювання іонізації від глибин під водою до великих висот, по всьому світі. Міллікен вважав, що первинні космічні промені — це гамма-промені, тобто, енергетичні фотони. Міллікен запропонував теорію, що вони утворюються в міжзоряному просторі як сторонні продукти нуклеосинтезу, а вторинні електрони утворюються в атмосфері шляхом комптонівського розсіювання гамма-променів. Але 1927 року, пропливаючи з Яви до Нідерландів, Джейкоб Клей виявив, що інтенсивність космічних променів зростає від тропіків до середніх широт. Ефект вказував на те, що первинні космічні промені відхиляються геомагнітним полем і тому мають бути зарядженими частинками, а не фотонами. Пізніше це було підтверджено в багатьох експериментах.
У 1930 році Бруно Россі передбачив різницю між інтенсивністю космічних променів, що надходять зі сходу й заходу, яка залежить від заряду первинних частинок — так званий «ефект схід-захід». Три незалежні експерименти виявили, що інтенсивність насправді більша із заходу. Протягом 1930–1945 рр. різноманітні дослідження підтвердили, що первинними космічними променями є переважно протони, а вторинне випромінювання, яке утворюється в атмосфері, — це насамперед електрони, фотони та мюони. У 1948 р. спостереження за ядерними емульсіями, перенесеними повітряними кулями до верхньої частини атмосфери, показали, що приблизно 10 % первинних ядер складають ядра гелію (альфа-частинки), а 1 % — ядра важчих елементів, таких як вуглець, залізо та свинець.
Під час випробування свого обладнання для вимірювання ефекту схід-захід Россі зауважив, що майже одночасне скидання двох відокремлених лічильників Гейгера трапляється частіше, ніж очікувалося. У своєму звіті про експеримент Россі написав, «... здається, що раз у раз спостережне обладнання потрапляє під великі потоки частинок, що викликає збіги між лічильниками, навіть розміщеними на великих відстанях один від одного». У 1937 році П’єр Оже, не знаючи попереднього звіту Россі, виявив те саме явище й детально дослідив його. Він зробив висновок, що первинні частинки космічних променів високої енергії взаємодіють із ядрами повітря високо в атмосфері, ініціюють каскад вторинних взаємодій, що в підсумку дає зливу електронів і фотонів, які досягають поверхні Землі.
Радянський фізик Сергій Вєрнов вперше застосував радіосони для реєстрації космічних променів інструментом на повітряній кулі. 1 квітня 1935 року він здійснив вимірювання на висоті до 13,6 км, використовуючи пару лічильників Гейгера в ланцюзі проти збігу, щоб уникнути підрахунку вторинних потоків.
Хомі Дж. Бхабха отримав вираз для ймовірності розсіяння позитронів електронами — процес, відомий зараз як розсіювання Бхабхи. Його спільна з Уолтером Хайтлером публікація 1937 року описувала, як первинні космічні промені з космосу взаємодіють із верхньою атмосферою, утворюючи частинки, що спостерігаються на рівні Землі.
Розподіл енергії Вимірювання енергетичних напрямків і напрямків надходження первинних космічних променів надвисокої енергії методами відбору проб густини та швидкого хронометражу вперше були проведені в 1954 році членами Космічної промінь групи Россі в Массачусетському технологічному інституті. В експерименті було використано одинадцять сцинтиляційних детекторів, розташованих у колі діаметром 460 м на майданчику станції Агассіс в обсерваторії Гарвардського коледжу. З цієї роботи та багатьох інших експериментів, проведених у всьому світі, зараз відомо, що енергетичний спектр первинних космічних променів виходить за межі 1020 еВ. Наразі величезний експеримент проводиться на майданчику в пампасах Аргентини міжнародним консорціумом фізиків. Проєкт був першим у чолі з Джеймсом Кронін, переможцем 1980 Нобелівської премії з фізики з університету Чикаго, і Аланом Уотсоном з Університету Лідса, а пізніше іншими вченими міжнародного рівня — П'єром Оже. Їх мета — дослідити властивості та напрямки прибуття первинних космічних променів найвищої енергії. Очікується, що результати матимуть важливе значення для фізики частинок та космології через теорію Грейзена-Зацепіна-Кузьміна, яка обмежує енергію космічних променів на великі відстані (близько 160 мільйонів світлових років), що виникає вище 1020 еВ через взаємодію із залишковими фотонами. В даний час обсерваторія П'єра Оже проходить модернізацію, щоб підвищити її точність і знайти докази для ще не підтвердженого походження найбільш енергетичних космічних променів.
Високоенергетичні гамма-промені (>50 МеВ) були нарешті виявлені в первинному космічному випромінюванні експериментом MIT, проведеним на супутнику ОСО 3 в 1967 році. Компоненти як галактичного, так і позагалактичного походження були окремо визначені за інтенсивністю значно менше 1 % первинно заряджених частинок. З того часу численні супутникові обсерваторії гамма-променів склали карту неба гамма-променів. Найновішою є обсерваторія Фермі, яка створила карту, що показує вузьку смугу інтенсивності гамма-променів, що виробляється в дискретних та дифузних джерелах нашої галактики, та численні точкоподібні позагалактичні джерела, розподілені по небесній сфері.
Склад
Можна виділити дві великі категорії космічних променів: первинні та вторинні. Космічні промені від позасонячних астрофізичних джерел є первинними космічними променями; вони можуть взаємодіяти з матерією міжзоряного середовища і утворювати вторинні космічні промені. Сонце також продукує космічні промені невисоких енергій переважно під час сонячних спалахів. Точний склад первинних космічних променів, поза атмосферою Землі, залежить від діапазону спостережуваного енергетичного спектра. Загалом, майже 90 % всіх космічних променів, що надходять складають протони, близько 9 % ядра гелію (альфа-частинки) та майже 1 % — електрони. Залишок складають інші важчі ядра, які є продуктами зоряних реакцій ядерного синтезу. Вторинні космічні промені складаються з легких ядер, які не є продуктами життєдіяльності зір, але є результатом Великого Вибуху, це переважно літій, берилій та бор. Цих легких ядер значно більший вміст в космічних променях (співвідношення приблизно 1:100 частинок), а ніж в сонячній атмосфері, де їхній вміст становить близько 10−7 вмісту ядер гелію.
Ці відмінності у вмісті є наслідком процесів формування вторинних космічних променів. При взаємодії важких ядер первинних космічних променів, наприклад, ядер вуглецю та кисню, з матерією міжзоряного середовища, вони розпадаються на легші ядра (в так званому процесі розпаду космічних променів), літій, берилій та бор. Спостереження вказують на те, що енергетичні спектри літію, берилію та бору спадають дещо крутіше, а ніж спектри карбону та кисню, що вказує на те, що розпад ядер з більшою енергією трапляється рідше, імовірно внаслідок їхнього виходу з-під дії галактичного магнітного поля. Розпад впливає також і на вміст Sc, Ti, V та Mn в космічних променях, які продукуються зіткненнями ядер заліза та нікелю з матерією міжзоряного середовища.
В минулому, вважалось, що космічні промені зберігають свій потік сталим. Недавні ж дослідження надали докази 1,5-2 тисячолітніх змін в потоці космічних променів протягом останніх сорока тисяч років.