МАКРОФИЗИЧЕСКИЕ ОБЪЕКТЫ, КАК ИСТОЧНИКИ ГЕНЕРАЦИИ ЧАСТИЦ ВЫСОКИХ И СВЕРХВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ. - Студенческий научный форум

V Международная студенческая научная конференция Студенческий научный форум - 2013

МАКРОФИЗИЧЕСКИЕ ОБЪЕКТЫ, КАК ИСТОЧНИКИ ГЕНЕРАЦИИ ЧАСТИЦ ВЫСОКИХ И СВЕРХВЫСОКИХ ЭНЕРГИЙ.

 Комментарии
Текст работы размещён без изображений и формул.
Полная версия работы доступна во вкладке "Файлы работы" в формате PDF
Введение

Весьма важной проблемой в физике Земли является исследование радиационных процессов в атмосфере, возникающих при взаимодействии частиц сверхвысоких энергий с ядрами атмосферы, в результате которых развиваются потоки вторичных излучений.

Нерегулярности интенсивности потока космических лучей раскрывают такие астрофизические вопросы, как распределение источников генерации частиц в масштабе Вселенной, интенсивность потока первичных частиц, а также ядерно-физические вопросы, касающиеся таких характеристик сильных ядерных взаимодействий, как множественность рождения частиц, эффективное сечение взаимодействия для частиц сверхвысоких энергий, спектры вторичных излучений.

Результатом взаимодействия первичных частиц с ядрами атмосферы являются такие потоки вторичных излучений, как ядерно-активная лавина (поток нуклонов и мезонов), электромагнитная лавина (поток электронов и позитронов), сопутствующие этому процессу потоки черенковского излучения, ионизационного излучения, ренгеновского, гамма-излучения, радиоизлучения в различных диапазонах.

Действующие в настоящее время установки для исследования космического излучения сверхвысоких энергий рассчитаны на охват энергетического интервала первичных до 1020 эВ. Спектр первичного излучения не претерпевает резкого обрыва в области 3·1019 – 1020 эВ. Это означает, что необходимо строить установки, которые позволили бы с некоторой разумной статистикой исследовать частицы с энергией > 1020 эВ. Площадь контроля такой установки должна быть порядка 1000 км2.

Методика исследования частиц сверхвысоких энергий, основанная на регистрации электронно-фотонной и мюонной компонент ШАЛ, а также черенковского свечения ШАЛ в атмосфере, используемая в исследовании частиц с энергией более 1020 эВ, предполагает создание установки, состоящей из сотен пунктов наблюдения с весьма протяженной линией коммуникаций.

Итак, задачей настоящей работы является изучение методик исследования частиц высоких и сверхвысоких энергий.

Глава 1. Структура Галактики

Структура нашей Галактики исследуется с помощью звёздных подсчётов и построения моделей распределения масс в Галактике, причем параметры этих моделей уточняются с помощью тех же звёздных подсчётов, а также кинематических исследований. Привлекаются и данные о других галактиках, близких по структуре к нашей.

Звёзды сильно концентрируются к плоскости Галактики. Это означает, что большинство видимых нами звёзд образует подсистему, сконцентрированную к галактической плоскости. Однако на примере шаровых скоплений мы знаем, что часть звёзд и звёздных систем образует многокомпонентную сфероидальную подсистему с малым сжатием.

Наша и другие галактики являются довольно разреженными звёздными системами. Так, согласно данным каталога ближайших звёзд Глизе (1991), в радиусе 5 пк от Солнца содержится около 60 звёзд, а в радиусе 25 пк - 3800 звёзд. Среднее расстояние между звездами в окрестностях Солнца около 2 пк. Так, по результатам работы Бартая (1979) А-В-звёзды III - V классов светимости образуют тонкий слой, так что их численность в e раз падает уже при z ≈ 200 пк. Звёзды FIII - FV и гиганты классов G и K простираются при малом градиенте плотности до z ≈ 400пк. В итоге, мы имеем два характерных масштаба толщины Галактики: 400 пк и 800 пк . Такие же результаты получил Эгген. Недавно на основе обширных звёздных подсчётов франко-индийская группа исследователей (Мохан, Крезе и др.) уточнили оба этих характерных масштаба, которые получились равными 260 ± 50 пк и 760 ± 50 пк. С другой стороны, Севенстер по звездам асимптотической ветви гигантов получил оценки полутолщины Галактики 100 пк для молодых звёзд (с возрастами менее 109 лет) и 500 пк для старых (t >5 · 109 лет). Эти две отличающиеся величины характеризуют шкалы высот подсистем тонкого и толстого дисков, соответственно. Далее оказалось, что полутолщина подсистемы тонкого диска зависит не только от возраста, но и от металличности. Как показали Марсаков и Шевелев (РГУ) в 1995 г. по восстановленным элементам орбит F-звёзд главной последовательности - у молодых (t < 3 млрд. лет) металличных ([Fe/H] > -0.1) F-звёзд шкала высоты оказывается наименьшей (z0= (100 20) пк), тогда как у столь же молодых, но менее металличных, она примерно в 1.7 раза больше. У старых малометалличных звёзд тонкого диска шкала высоты получается наибольшей.

Центральные области галактик, в том числе и нашей, привлекают особое внимание, так как там обнаруживают много интересных и загадочных особенностей. В настоящее время в центре Галактики принято выделять три характерные области. Первая, имеющая радиус ≈ 3 кпк, интересна особенностями кинематики. Здесь резко падает плотность газа по сравнению с областью диска за R > 3 кпк. Вторая область с радиусом R порядка 600 - 700 пк выделяется массивным сфероидальным уплотнением звёзд - звёздным балджем, масса которого порядка 3 · 1010М, и мощным газовым диском с массой порядка 6 · 108 М¤. Наконец, окрестность центрального радиоисточника Sgt A с радиусом 1 пк называют ядром или центральным парсеком.

В видимой области галактический центр скрыт от нас поглощающей материей (полное поглощение здесь достигает величины AV ≈ 30m). Наблюдения этой области проводят в рентгеновском и γ-диапазонах, а в последнее время и в далекой инфракрасной области спектра, где поглощение света не так велико. Оцененная на основе этих данных плотность в ядре оказалась на 18 порядков больше средней плотности звёзд околосолнечной окрестности. В ИК-области современные большие телескопы позволяют получить изображения звёзд с качеством, достаточным для фотометрии, а большой масштаб изображений даже позволил оценить собственные движения отдельных звёзд. Оказалось, что звёзды вблизи ядра Галактики заметно перемещаются, причем скорости движения и дисперсии скоростей увеличиваются с приближением к ядру. Некоторые, наиболее близкие к ядру звёзды двигаются со скоростями, превышающими 1000 км/с. Сравнение наблюдаемого распределения скоростей с теоретическими, а также наблюдения орбитальных перемещений ближайших к ядру звёзд приводят к выводу, что в центре Галактики расположен компактный объект с массой (3 - 4) · 106 М¤ - черная дыра. Радионаблюдения области центра Млечного Пути свидетельствуют, что размеры компактного объекта 240 км/с надежно отделяет звёзды с высокими энергиями орбит, при этом большинство их оказывается на ретроградных орбитах, что однозначно свидетельствует об их внегалактическом происхождении.

Детальное исследование относительных содержаний различных химических элементов в атмосферах непроэволюционировавших звёзд дает возможность сравнивать истории звёздообразования в их родительских изолированных протогалактических фрагментах. В частности оказалось, что среди малометалличных аккрецированных объектов присутствует заметная доля с аномально низкими (иногда даже ниже солнечного) относительными содержаниями ?-элементов. Это, скорее всего, означает, что за пределами единого протогалактического облака, т.е. в протооблаках карликовых галактик, скорость звёздообразования и/или начальная функция масс звёзд были иными.

Отметим, что среди наблюдаемых объектов гало чрезвычайно мало объектов с металличностями [Fe/H] < -3.0. Это означает, что заметное звёздообразование известных нам типов звёзд и скоплений началось после того, как 0.002% массы Галактики превратилось в тяжелые элементы. То, что не наблюдаются звёзды, не содержащие в спектрах линии тяжелых элементов, то есть звёзды населения III, до сих пор является загадкой. По современным наблюдательным данным самая бедная металлами звезда имеет металличность лишь [Fe/H] = -5.4.

 

Глава 2. Эволюция звезд

В этой главе мы попробуем дать ответы на следующие вопросы. Каков же механизм возникновения звезд? Почему за многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений неба только сейчас впервые удалось увидеть "материализацию" звёзд? Рождение звезды не может быть исключительным событием: во многих участках неба существуют условия, необходимые для появления этих тел.

В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звёзд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то, что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для того чтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что все звёзды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет "ветер", разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.

Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь всё меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако.

Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, ещё очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от её внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет только через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа и пылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатие происходит значительно быстрее.

Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.

В этой стадии протозвезда едва видна, так, как основная доля её излучения приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет. Однако, помня о появлении звёзд в Большой Туманности Ориона, стоит, пожалуй, считать, что наиболее близка к реальности оценка, которая даёт минимальное значение времени.

Здесь мы должны сделать небольшое отступление, с тем чтобы тщательно рассмотреть некоторые детали, связанные с рождением звезды, и оценить их воздействие на её дальнейшую судьбу. Звёзды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладать самым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю её судьбу. Чтобы лучше в этом разобраться, выйдем из дома и взглянем на ночное небо.

Самые яркие звезды одновременно оказываются и самыми горячими, а самые слабые - самыми холодными. При этом заметим, что подавляющее большинство звёзд располагается вдоль наклонной линии, которая тянется из верхнего левого угла графика в нижний правый

(Если, как это традиционно принято, ось температур направить влево, а ось светимостей - вверх.) Это нормальные звёзды, и их распределение называют "главной последовательностью". В ней важную роль играет масса звезды. Если масса звезды велика, последняя при рождении попадает на верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, то звезда оказывается в нижней её части.

Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного "топлива" и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

2.1. Красные гиганты

Когда датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873–1967) впервые в 1905 г. разрабатывал свою главную последовательность, он обратил внимание, что существует два вида красных звезд. Один из них — тусклые, другой — очень яркие; переходного вида нет.

Красная звезда выглядит красной оттого, что имеет холодную или самое большее нагретую докрасна поверхность, в то время как звезды такого типа, как наше Солнце, раскалены добела. Температура поверхности красных звезд не выше 2000 °C. Можно предположить, что такие звезды на единицу поверхности дают сравнительно мало света и если б они имели размер нашего Солнца или меньше, они поневоле должны быть тусклыми. Поэтому тусклость красных звезд не вызывает удивления. Но как объяснить существование очень ярких красных звезд?

Чтобы «прохладная» звезда светила очень ярко, надо предположить, что при слабом излучении на единицу поверхности общая поверхность такой звезды огромна, гораздо больше поверхности Солнца. Яркие красные звезды имеют диаметр в 100 раз больший, чем солнечный. Поэтому такие звезды, как Бетельгейзе или Антарес, называют красными гигантами.

Уже когда была определена главная последовательность, стало ясно, что красных гигантов в ней не будет. С течением времени красные гиганты сожмутся до «нормальных» размеров, разогреются и только тогда займут свое место в главной последовательности.

Теперь, однако, так не думают. Ученые исследовали скопления звезд, в которых все звезды считались одного возраста, поскольку все скопление (или кластер) возникло, скорее всего, одновременно.

Астрономы поняли, что все звезды скопления эволюционировали и что, чем крупнее была звезда, тем быстрее протекала эта эволюция. Наиболее массивными звездами были красные гиганты, это свидетельствовало о том, что, хотя такая звезда и не принадлежала к главной последовательности, ее следовало отнести к поздней фазе, а не к ранней стадии эволюции.

Как же образуются красные гиганты?

Наиболее общее мнение таково: медленно, на протяжении миллионов и миллиардов лет, водород в ядре звезды расходуется; гелий, образующийся в результате водородного превращения, будучи плотнее, чем водород, собирается в самом ее центре. Синтез водорода продолжается во внешнем слое этого все растущего гелиевого шара в центре звезды.

А теперь, пожалуй, сконцентрируем наше внимание именно на гелии.

По мере того как гелий сгущается силой своего собственного веса, гелиевый шар становится все меньше, плотнее и горячее. Постепенно в нем развиваются температуры и давление, достаточные для того, чтобы начался «синтез гелия». Ядра гелия, вступая в комбинации друг с другом, образуют более сложные ядра углерода, азота и кислорода.

При этом случае звезде сообщается тепло сверх и помимо того тепла, что выделяется в процессе синтеза водорода, продолжающегося вокруг гелиевого шара. Это приводит к чрезвычайному перегреву и громадному вздутию наружных слоев звезды, гораздо более сильному, чем у нормальной звезды, живущей всецело за счет водородного синтеза. Можно считать, что именно в этот момент звезда расстается с главной последовательностью.

По мере расширения внешние слои остывают до красного свечения, но расширение поверхности с лихвой восполняет эту потерю излучения, т. е. если диаметр звезды увеличивается в 100 раз, то площадь ее поверхности увеличивается в 100·100=10 000 раз, и, значит, несмотря на более холодную поверхность, суммарное количество тепла, излучаемого звездой, много выше, чем у большинства нормальных звезд.

Синтез гелия дает гораздо меньше тепла, чем синтез водорода, поэтому запас гелия в звезде исчерпывается гораздо быстрее, нежели запас водорода. Продукты синтеза гелия могут продолжать ядерные превращения и дальше, но вся энергия синтеза гелия не составляет, пожалуй, и одной двадцатой части синтеза водорода, между тем красный гигант продолжает излучать энергию с ужасающей расточительностью.

Это означает, что стадия красного гиганта долго длиться не может, в звездном, конечно, масштабе. Большинство звезд либо еще не достигло стадии красного гиганта, либо уже эту стадию миновало. В галактике красных гигантов всего около 1 %, т. е. примерно 2,5 млрд.

Ядра в центре красного гиганта продолжают слияние до тех пор, пока температура там уже не станет достаточно высокой для новых ядерных превращений. Температура в самых крупных звездах может подняться чрезвычайно высоко, но даже при этом синтез может идти только до образования ядер железа.

Появление ядер железа — это уже тупик. Вне зависимости от того, разбиваются ли ядра железа на более мелкие или, напротив, сливаются в более крупные ядра, никакой энергии при этом не возникает.

В любом из этих случаев энергия должна подводиться извне. Мы можем считать, что ядра железа — это окончательный «шлак», оставшийся от реакций синтеза в недрах звезды. Конец один: ядерный пожар угасает и уже ничто не может удержать звезду в расширенном состоянии в борьбе с собственной силой тяготения. И она «опадает» (коллапсирует), притом очень быстро.

При катастрофическом сжатии (коллапсе) звезда нагревается, и часть водорода, еще остающаяся на ее поверхности, может получить нагрев и сжатие, достаточные для вспышки ядерного синтеза. Происходит взрыв, при котором часть звездного вещества выбрасывается в пространство, и вокруг коллапсировавшей звезды может возникнуть расширяющаяся сфера газа и пыли.

Некоторые из видимых нами звезд находятся именно в таком состоянии. Расширяющаяся газовая сфера подсвечивается звездой, и мы можем наблюдать ее, особенно хорошо по краям, где луч зрения проходит через ее наибольшую толщину. Опавшая звезда выглядит так, словно она окружена дымчатым кольцом.

2.2. Белые карлики

История открытия белых карликов восходит к началу 19в, когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звезды происходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещалась из стороны в сторону. К 1844г., спустя примерно десять лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным оказалось то обстоятельство, что если тёмный компонент действительно существует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равен приблизительно 50 годам.

С учётом особенностей движения Сириуса, его расстояние до Земли и амплитуды отклонений от прямолинейного движения астрономам удалось определить характеристики обеих звёзд системы, названых Сириус А и Сириус В. Суммарная масса обеих звёзд оказалась в 3,4 раза больше массы Солнца. Было найдено, что расстояние между звёздами почти в 20 раз превышает расстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерно равно расстоянию между Солнцем и Ураном; полученная на основании измерения параметров орбиты масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, а масса Сириуса В составила 95% массы Солнца. После того как были определены светимости обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А почти в 10 000 раз ярче, чем Сириус В. По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он примерно в 35,5 раза светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в 300 раз превышает светимость Сириуса В.

Светимость любой звезды зависит от температуры поверхности звезды и её размеров, то есть диаметра. Близость второго компонента к более яркому Сириусу А чрезвычайно осложняет определение его спектра, что необходимо для установки температуры звезды. В 1915г. было сделано открытие: температура спутника составляла 8000 К, тогда как Солнце имеет температуру 5700 К. Таким образом, спутник в действительности оказался горячее Солнца, а это означало, что светимость единицы его поверхности также больше.

В самом деле, простой расчёт показывает, что каждый сантиметр этой звезды излучает в четыре раза больше энергии, чем квадратный сантиметр поверхности Солнца. Этот значит, что огромное количество вещества должно быть упаковано в чрезвычайно малом объёме, иначе говоря, звезда должна быть плотной. В результате несложных арифметических действий получаем, что плотность спутника почти в 100 000 раз превышает плотность воды. Кубический сантиметр этого вещества на Земле весил бы 100 кг, а 0,5 л такого вещества - около 50 т.

Такова история открытия первого белого карлика. А теперь зададимся вопросом: каким образом вещество можно сжать так, чтобы один кубический сантиметр его весил 100 кг?

Когда в результате высокого давления вещество сжато до больших плотностей, как в белых карликах, то вступает в действие другой тип давления, так называемое “вырожденное давление”. Оно появляется при сильнейшем сжатии вещества в недрах звезды. Именно сжатие, а не высокие температуры является причиной вырожденного давления. Вследствие сильного сжатия атомы оказываются настолько плотно упакованными, что электронные оболочки начинают проникать одна в другую.

Гравитационное сжатие белого карлика происходит в течение длительного времени, и электронные оболочки продолжают проникать друг в друга до тех пор, пока расстояние между ядрами не станет порядка радиуса наименьшей электронной оболочки. Внутренние электронные оболочки представляют собой непроницаемый барьер, препятствующий дальнейшему сжатию. При максимальном сжатии электроны уже не связаны с отдельными ядрами, а свободно движутся относительно них. Процесс отделения электронов от ядер происходит в результате ионизации давлением. Когда ионизация становится полной, облако электронов движется относительно решётки из более тяжёлых ядер, так что вещество белого карлика приобретает определённые физические свойства, характерные для металлов. В таком веществе энергия переносится к поверхности электронами, подобно тому как тепло распространяется по железному пруту, нагреваемому с одного конца.

Но электронный газ проявляет и необычные свойства. По мере сжатия электронов их скорость всё больше возрастает, потому что, как мы знаем, согласно фундаментальному физическому принципу, два электрона, находящиеся в одном элементе фазового объёма, не могут иметь одинаковые энергии. Следовательно, чтобы не занимать один и тот же элемент объёма, они должны двигаться с огромными скоростями. Наименьший размер допустимого объёма зависит от диапазона скоростей электронов. Однако в среднем, чем ниже скорость электронов, тем больше тот минимальный объём, который они могут занимать. Иными словами, самые быстрые электроны занимают наименьший объём. Хотя отдельные электроны носятся со скоростями, соответствующими внутренней температуре порядка миллионов градусов, температура полного ансамбля электронов в целом остаётся низкой.

Установлено, что атомы газа обычного белого карлика образуют решётку плотно упакованных тяжёлых ядер, сквозь которую движется вырожденный электронный газ. Ближе к поверхности звезды вырождение ослабевает, и на поверхности атомы ионизированы не полностью, так что часть вещества находится в обычном газообразном состоянии.

Зная физические характеристики белых карликов, мы можем сконструировать их наглядную модель. Начнём с того, что белые карлики имеют атмосферу. Анализ спектров карликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всего несколько сотен метров. Известны белые карлики двух типов - холодные и горячие. В атмосферах более горячих белых карликов содержится некоторый запас водорода, хотя, вероятно, он не превышает 0,05%. Тем не менее, по линиям в спектрах этих звёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окись титана. Атмосферы холодных белых карликов состоят почти целиком из гелия; на водород, возможно, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температуры поверхности белых карликов меняются от 5000 К у "холодных" звёзд до 50 000 К у "горячих". Под атмосферой белого карлика лежит область невырожденного вещества, в котором содержится небольшое число свободных электронов. Толщина этого слоя 160 км, что составляет примерно 1% радиуса звезды. Слой этот может меняться со временем, но диаметр белого карлика остаётся постоянным и равным примерно 40 000 км. Как правило, белые карлики не уменьшаются в размерах после того, как достигли этого состояния. Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус; минимально возможный радиус составляет 10 000 км. Со временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром, который она имела, вступив в стадию белого карлика.

Под верхним слоем звезды вырожденный газ практически изотермичен, то есть температура почти постоянна вплоть до самого центра звезды; она составляет несколько миллионов градусов - наиболее реальная цифра 6 млн. К.

Теперь, когда мы имеем некоторые представления о строении белого карлика, возникает вопрос: почему он светится? Единственный вид энергии, которым располагает белый карлик, - это тепловая энергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном движении, так как они рассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер замедляется, что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ, который не похож не на один из известных на Земле газов, отличается исключительной теплопроводностью, и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу эта энергия излучается в космическое пространство.

Сначала белый карлик охлаждается быстро, но по мере падения температуры внутри него охлаждение замедляется. В конце концов, белый карлик должен исчезнуть и стать чёрным карликом, однако на это могут понадобиться триллионы лет. В трёх наиболее хорошо изученных случаях массы белых карликов, измеренные с точностью свыше 10% оказались меньше массы Солнца и составляли примерно половину её.

Общий вывод таков: многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу, подобному стадии белого карлика, и затем скрываются на небесных “кладбищах” в виде чёрных, невидимых карликов.

2.3. Сверхновые

Около семи тысяч лет назад в отдалённом уголке космического пространства внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно большая и массивная звезда вдруг столкнулась с серьёзной энергетической проблемой - её физическая целостность оказалась под угрозой. Когда была пройдена граница устойчивости, разразился захватывающий, чрезвычайно мощный, один из самых катастрофических во всей Вселенной взрывов, породивший сверхновую звезду.

После фотографирования и тщательного исследования участка неба, где находилась сверхновая, было обнаружено, что остатки сверхновой образуют сложную хаотическую расширяющуюся газовую оболочку, заключающую несколько звёзд. Весь этот комплекс из газа и звёзд был назван Крабовидной туманностью. Источником вещества туманности является одна из центральных звёзд, та самая, которая взорвалась семь тысяч лет назад. Это нейтронная звезда. Она имеет температуру 6-7 млн. К и чрезвычайно малый диаметр. По фотографиям и спектрограммам можно определить физические характеристики звезды.

В результате исследования выяснилось, что в Крабовидной туманности различаются два типа излучающих областей. Во-первых, это волокнистая сетка, состоящая из газа, нагретого до нескольких десятков тысяч градусов и ионизированного под действием интенсивного ультрафиолетового излучения центральной звезды; газ включает в себя водород, гелий, кислород, неон, серу. И во-вторых, большая светящаяся аморфная область, на фоне которой мы видим газовые волокна.

По фотографиям, сделанным около двенадцати лет назад, обнаружено, что некоторые из волокон туманности движутся от её центра наружу. Зная угловые размеры, а также приблизительно расстояние и скорость расширения, учёные определили, что около девяти столетий назад на месте туманности был точечный источник. Таким образом удалось установить прямую связь между крабовидной туманностью и тем взрывом сверхновой, который почти тысячу лет назад наблюдали китайские и японские астрономы.

Звезда с массой, превосходящей солнечную примерно на 20%, может со временем стать неустойчивой. Многие астрономы занимались изучением последних стадий звёздной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от её массы. Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превышает предел Чандрасекара, её ожидают невероятные изменения.

Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения уже не в состоянии обеспечить необходимое соотношение давлений. Перед звездой остаётся только один путь для сохранения равновесия - поддерживать высокую температуру. Но для этого требуется внутренний источник энергии, гравитационной энергии.

Итак, чтобы поддерживать давление, звезда теперь начинает сжиматься, пополняя, таким образом, запас своей внутренней энергии. Как долго продолжается это сжатие? Фред Хойл и его коллеги тщательно исследовали подобную ситуацию и пришли к выводу, что в действительности происходит катастрофическое сжатие, за которым следует катастрофический взрыв. Толчком взрыву, избавляющему звезду от избытка массы, является значение плотности, создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда тут же возвращается на путь обычного угасания.

Наибольший интерес для учёных представляет процесс, в ходе которого шаг за шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения в звезде и проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60 раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.

Мы уже знаем, что в ходе обычных термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды почти в течение всей её жизни, водород превращается в гелий. После того как значительная часть вещества звезды превратится в гелий, температура в её центре возрастает. При увеличении температуры примерно до 200 млн. К ядерным горючим становится гелий, который затем превращается в кислород и неон. Таким образом, гелиевое ядро начинает порождать более тяжёлое ядро, состоящее из двух этих химических элементов. Теперь звезда становится многослойной энергопроводящей системой. В тонкой оболочке, по одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий, происходит превращение водорода в гелий; эта реакция идёт с выделением энергии. Поэтому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды неуклонно растёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению её ядра и росту температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже при столь высоких температурах кислород и неон вполне устойчивы и не вступают в ядерные реакции. Однако через некоторое время ядро становится ещё плотнее, температура удваивается, теперь она уже равняется 600 млн. К. И тогда ядерным топливом становится неон, который в ходе реакций превращается в магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом свободных нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала некоторые металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с этими металлами, создают атомы более тяжёлых металлов - вплоть до урана - самого тяжёлого из природных элементов.

Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядро начинает сжиматься, и снова сжатие сопровождается ростом температуры. Наступает следующий этап, когда каждые два атома кислорода, соединяясь, порождают атом кремния и атом гелия. Атомы кремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля, которые вскоре превращаются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся возникновением новых химических элементов, вступают не только нейтроны, но также протоны и атомы гелия. Появляются такие элементы, как сера, алюминий, кальций, аргон, фосфор, хлор, калий. Температура ядра поднимается до полутора миллиардов градусов. По-прежнему продолжается образование более тяжёлых элементов с использованием свободных нейтронов, но на этой стадии из-за большой температуры происходят некоторые новые явления.

Хойл считает, что при температурах порядка миллиарда градусов возникает мощное гамма-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и протоны отрываются от ядер, но этот процесс обратимый: частицы вновь соединяются, создавая устойчивые комбинации. Когда температура превысит 1,5 млрд. К, более вероятными становятся процессы распада ядер. При дальнейшем увеличении температуры и усилении процессов разрушения и соединения ядра в итоге присоединяют всё больше и больше частиц и, как следствие этого, возникают более тяжёлые химические элементы. Так, при температурах 2-5 млрд. К рождаются титан, ванадий, хром, железо, кобальт, цинк, и др. Но из всех этих элементов наиболее представлено железо. Как и прежде, при превращении лёгких элементов в тяжёлые вырабатывается энергия, удерживающая звезду от коллапса.

Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказывается накануне драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в железном ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При этом испускаются потоки нейтрино, уносящие с собой в космическое пространство значительное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды велика, то эти энергетические потери могут иметь серьёзные последствия, так как они приводят к снижению давления излучения, необходимого для поддержания устойчивости звезды. И как следствие этого, в действие опять вступают гравитационные силы, призванные доставить звезде необходимую энергию. Силы гравитации всё быстрее сжимают звезду, восполняя энергию, унесённую нейтрино. Как и прежде сжатие звезды сопровождается ростом температуры, которая, в конце концов, достигает 4-5 млрд. К. Теперь события развиваются несколько иначе. Ядро, состоящее из элементов группы железа, подвергается серьёзным изменениям: элементы этой группы уже не вступают в реакции с образованием более тяжёлых элементов, а начинают снова превращаться в гелий, испуская при этом колоссальный поток нейтронов. Большая часть этих нейтронов захватывается веществом внешних слоёв звезды и участвует в создании тяжёлых элементов.

Конечные продукты ядерных реакций вновь распадаются, образуя гелий: звезда оказывается вынужденной восполнить утраченную ранее энергию. Остаётся последнее её достояние - гравитация. Но чтобы звезда могла воспользоваться этим резервом, плотность её ядра должна увеличиваться крайне быстро, то есть ядро должно резко сжаться; происходит “взрыв внутрь”, отрывающий ядро звезды от её внешних слоёв. Он должен произойти за считанные секунды. Это и есть начало конца массивной звезды.

Взрыв внутрь, устраняет давление, поддерживавшее внешние слои звезды, её оболочку, и с этого момента оболочка, сжимаясь, начинает падать на ядро. Падение сопровождается выделением колоссального количества энергии - так ещё раз проявляет себя гравитация. Выделение энергии приводит в свою очередь к резкому повышению температуры (примерно 3 млрд. К ), и падающая оболочка звезды оказывается в необычных для неё температурных условиях. Для звезды с температурой ядра, равной 2,5 млрд. К, лёгкие элементы оболочки служат потенциальным ядерным топливом. Но чтобы обеспечить свечение во время взрыва, температура должна подняться выше этого значения - до 3 млрд. К. В течение секунды кинетическая энергия звезды превращается в тепловую, и вещество оболочки нагревается. При такой высокой температуре более лёгкие элементы - в основном кислород - проявляют взрывную неустойчивость и начинают взаимодействовать.

Внезапно освободившаяся энергия срывает со звезды её наружные слои и выбрасывает их в космическое пространство со скоростью, достигающей нескольких тысяч километров в секунду. На эти слои приходится значительная часть массы звезды. Газовая оболочка удаляется от звезды, образуя туманность, которая простирается на многие миллионы миллионов километров.

Газ по инерции продолжает удаляться от звезды до тех пор, пока, возможно через 100 000 лет, вещество туманности не станет настолько разряженным и диффузным, что больше уже не сможет возбуждаться коротковолновым излучением очень горячей материнской звезды; тогда мы перестанем его видеть. Но самое главное: как во взорвавшемся веществе, так и в межзвёздном газе присутствует магнитное поле. Сжатие газа за фронтом ударной волны вызывает сжатие силовых линий и повышение напряжённости межзвёздного магнитного поля, что в свою очередь приводит к увеличению энергии электронов, и их ускорению. В результате остаётся сверхгорячая звезда, масса которой уменьшилась именно настолько, чтобы она могла достойно угаснуть и умереть. По всей вероятности она станет нейтронной звездой, масса которой в 1,2-2 массы Солнца. Если же её масса более, чем вдвое превышает массу Солнца, то она в конечном счёте может превратиться в чёрную дыру.

2.4. Чёрные дыры

Если масса звезды в два раза превышает солнечную, то к концу своей жизни звезда может взорваться как сверхновая, но если масса вещества оставшегося после взрыва, всё ещё превосходит две солнечные, то звезда должна сжаться в крошечное плотное тело, так как гравитационные силы всецело подавляют всякое внутреннее сопротивление сжатию. Учёные полагают, что именно в этот момент катастрофический гравитационный коллапс приводит к возникновению чёрной дыры. Они считают, что с окончанием термоядерных реакций звезда уже не может находиться в устойчивом состоянии. Тогда для массивной звезды остаётся один неизбежный путь - путь всеобщего и полного сжатия (коллапса), превращающего её в невидимую чёрную дыру.

Каковы же физические свойства “чёрных дыр” и как учёные предполагают обнаружить эти объекты? Многие учёные раздумывали над этими вопросами; получены кое-какие ответы, которые способны помочь в поисках таких объектов.

Само название - чёрные дыры - говорит о том, что это класс объектов, которые нельзя увидеть. Если гравитационное действие звезды увеличивается в результате её сжатия, то силы тяготения, оказываются, настолько велики, что свет вообще не может покинуть звезду. Таким образом, для любого наблюдателя возможность увидеть чёрную дыру полностью исключена. Но тогда естественно возникает вопрос: если она невидима, то как же мы можем её обнаружить? Начнём с того, что, когда чёрная дыра рождается в процессе гравитационного коллапса, она должна излучать гравитационные волны, которые могли бы пересекать пространство со скоростью света и на короткое время искажать геометрию пространства вблизи Земли. Это искажение проявилось бы в виде гравитационных волн, действующих одновременно на одинаковые инструменты, установленные на земной поверхности на значительных расстояниях друг от друга. Гравитационное излучение могло бы приходить от звёзд, испытывающих гравитационный коллапс. Если в течение обычной жизни звезда вращалась, то, сжимаясь и становясь всё меньше и меньше, она будет вращаться всё быстрее, сохраняя свой момент количества движения. Наконец она может достигнуть такой стадии, когда скорость движения на её экваторе приблизится к скорости света, то есть к предельно возможной скорости. В этом случае звезда оказалась бы сильно деформированной и могла бы выбросить часть вещества. При такой деформации энергия могла бы уходить от звезды в виде гравитационных волн с частотой порядка тысячи колебаний в секунду (1000 Гц).

Когда мы обсуждали процессы, протекающие в недрах звезды, мы говорили, что основным продуктом ядерных реакций является гелий. По мере того как перерабатывается всё больше и больше водорода, растёт гелиевое ядро звезды. Водород исчезает, следовательно, энерговыделение за счёт этого источника также прекращается. Но при температуре около 200 млн. К открывается ещё один путь, следуя которому гелий порождает более тяжёлые элементы, и в этом процессе выделяется энергия. Два атома гелия соединяются, образуя атом бериллия, который обычно вновь распадается на атомы гелия. Однако температуры и скорости реакций столь высоки, что, прежде чем происходит распад бериллия, к нему присоединяется третий атом гелия и образуется атом углерода.

Но процесс не останавливается, так как теперь атомы гелия, бомбардируя углерод, порождают кислород, бомбардируя кислород, дают неон, а бомбардируя неон, производят магний. На этой стадии температура ядра ещё слишком низка для образования более тяжёлых элементов. Ядро опять сжимается, и так продолжается до тех пор, пока температура не достигнет величины порядка миллиарда градусов и не начнётся синтез более тяжёлых элементов. Если в результате дальнейшего сжатия ядра температура поднимается до 3 млрд. К, тяжёлые ядра взаимодействуют друг с другом до тех пор, пока не образуется железо. Процесс останавливается. Если атомы гелия будут бомбардировать ядра железа, то вместо образования более тяжёлых элементов произойдёт распад ядер железа.

На этой стадии жизни звезды её ядро состоит из железа, окружённого слоями ядер более лёгких элементов вплоть до гелия, а наружный тонкий слой образован водородом, который ещё обеспечивает некоторое количество энергии. Наконец наступает время, когда водород оказывается полностью израсходованным и этот источник энергии иссякает. Перестают также действовать и другие механизмы генерации энергии; звезда лишается всяких средств для воспроизводства своих энергетических запасов. Это означает, что она должна умереть. Теперь, исчерпав запасы ядерной энергии, звезда может только сжиматься и использовать гравитационную энергию, чтобы поддержать своё свечение. Звезда будет сжиматься и ярко светиться. Когда же и эта энергия иссякнет, звезда начинает изменять свой цвет от белого к жёлтому, затем к красному; наконец она перестаёт излучать и начинает непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде маленького тёмного безжизненного объекта. Но на пути к угасанию обычная звезда проходит стадию белого карлика.

Глава 3. Нейтронная звезда

Рис. 2.

Открытие в 1932 году новой элементарной частицы — нейтрона заставило астрофизиков задуматься над тем, какую роль он может играть в эволюции звезд. Два года спустя было высказано предположение о том, что взрывы сверхновых звезд связаны с превращением обычных звезд в нейтронные. Затем были выполнены расчеты структуры и параметров последних, и стало ясно, что если небольшие звезды (типа нашего Солнца) в конце своей эволюции превращаются в белых карликов, то более тяжелые становятся нейтронными. Были обнаружены 3 пульсирующих радиоисточника. Их период опять оказался много меньше характерных времен колебания и вращения всех известных астрономических объектов. Из-за импульсного характера излучения новые объекты стали называть пульсарами. После открытия пульсара в Крабовидной Туманности, возникшей из-за взрыва сверхновой в 1054 году, стало ясно, что пульсары каким-то образом связаны с вспышками сверхновых звезд.

Скорее всего, сигналы шли от объекта, оставшегося после взрыва. Прошло немало времени, прежде чем астрофизики поняли, что пульсары — это и есть быстро вращающиеся нейтронные звезды, которые они так долго искали.

Из рис. 2. хорошо видно, что высокоэнергичные электроны, излучающие в рентгеновском диапазоне, очень быстро теряют свою энергию, поэтому голубые цвета превалируют только в центральной части туманности. Хотя большинство нейтронных звезд было обнаружено по радиоизлучению, все же основное количество энергии они испускают в гамма- и рентгеновском диапазонах. Нейтронные звезды рождаются очень горячими, но достаточно быстро охлаждаются, и уже в тысячелетнем возрасте имеют температуру поверхности около 1 000 000 К. Поэтому только молодые нейтронные звезды сияют в рентгеновском диапазоне за счет чисто теплового излучения.

3.1. Пульсары

Пульсар — это просто огромный намагниченный волчок, крутящийся вокруг оси, не совпадающей с осью магнита (рис. 3). Если бы на него ничего не падало, и он ничего не испускал, то его радиоизлучение имело бы частоту вращения, и мы никогда бы его не услышали на Земле. Но дело в том, что данный волчок имеет колоссальную массу и высокую температуру поверхности, да и вращающееся магнитное поле создает огромное по напряженности электрическое поле, способное разгонять протоны и электроны почти до световых скоростей. Причем все эти заряженные частицы, носящиеся, вокруг пульсара, зажаты в ловушке из его колоссального магнитного поля. И только в пределах небольшого телесного угла около магнитной оси они могут вырваться на волю. Именно эти потоки заряженных частиц и являются источником того радиоизлучения, по которому и были открыты пульсары, оказавшиеся в дальнейшем нейтронными звездами.

  • Рис. 3.

Поскольку магнитная ось нейтронной звезды необязательно совпадает с осью ее вращения, то при вращении звезды поток радиоволн распространяется в космосе подобно лучу проблескового маяка — лишь на миг, прорезая окружающую мглу.

  • Рис. 4.Рентгеновские изображения пульсара Крабовидной туманности в активном (слева) и обычном (справа) состояниях.

Данный пульсар находится на расстоянии всего 450 световых лет от Земли и является двойной системой из нейтронной звезды и белого карлика с периодом обращения 5,5 дня. Мягкое рентгеновское излучение, принимаемое спутником ROSAT, испускают раскаленные до двух миллионов градусов полярные шапки PSR J0437-4715. В процессе своего быстрого вращения (период этого пульсара равен 5,75 миллисекунды) он поворачивается к Земле то одним, то другим магнитным полюсом, в результате интенсивность потока гамма-квантов меняется на 33%. Яркий объект рядом с маленьким пульсаром — это далекая галактика, которая по каким-то причинам активно светится в рентгеновском участке спектра.

Согласно современной теории эволюции массивные звезды заканчивают свою жизнь колоссальным взрывом, превращающим большую их часть в расширяющуюся газовую туманность. В итоге от гиганта, во много раз превышавшего размерами и массой наше Солнце, остается плотный горячий объект размером около 20 км, с тонкой атмосферой (из водорода и более тяжелых ионов) и гравитационным полем, в 100 млрд. раз превышающим земное. Его и назвали нейтронной звездой, полагая, что он состоит главным образом из нейтронов. Вещество нейтронной звезды — самая плотная форма материи. Очень короткий период излучаемых пульсарами сигналов был первым и самым главным аргументом в пользу того, что это и есть нейтронные звезды, обладающие огромным магнитным полем и вращающиеся с бешеной скоростью. Только плотные и компактные объекты (размером всего в несколько десятков километров) с мощным гравитационным полем могут выдерживать такую скорость вращения, не разлетаясь на куски из-за центробежных сил инерции.

Нейтронная звезда состоит из нейтронной жидкости с примесью протонов и электронов. «Ядерная жидкость», очень напоминающая вещество из атомных ядер, в 1014 раз плотнее обычной воды. Это огромное различие вполне объяснимо — ведь атомы состоят в основном из пустого пространства, в котором вокруг крошечного тяжелого ядра порхают легкие электроны. Ядро содержит почти всю массу, так как протоны и нейтроны в 2 000 раз тяжелее электронов. Экстремальные силы, возникающие при формировании нейтронной звезды, так сжимают атомы, что электроны, вдавленные в ядра, объединяются с протонами, образуя нейтроны. Таким образом, рождается звезда, почти полностью состоящая из нейтронов. Сверхплотная ядерная жидкость, если ее принести на Землю, взорвалась бы, подобно ядерной бомбе, но в нейтронной звезде она устойчива благодаря огромному гравитационному давлению. Однако во внешних слоях нейтронной звезды (как, впрочем, и всех звезд) давление и температура падают, образуя твердую корку толщиной около километра. Как полагают, состоит она в основном из ядер железа.

3.2 Происхождение нейтронной звезды

Вспышка сверхновой звезды — это просто переход части гравитационной энергии в тепловую. Когда в старой звезде заканчивается топливо и термоядерная реакция уже не может разогреть ее недра до нужной температуры, происходит как бы обрушение — коллапс газового облака на его центр тяжести. Высвобождающаяся при этом энергия разбрасывает внешние слои звезды во все стороны, образуя расширяющуюся туманность. Если звезда маленькая, типа нашего Солнца, то происходит вспышка и образуется белый карлик. Если масса светила более чем в 10 раз превышает Солнечную, то такое обрушение приводит к вспышке сверхновой звезды и образуется обычная нейтронная звезда. Если же сверхновая вспыхивает на месте совсем большой звезды, с массой 20—40 Солнечных, и образуется нейтронная звезда с массой большей трех Солнц, то процесс гравитационного сжатия приобретает необратимый характер и образуется черная дыра (рис. 5).

Рис. 5.

Твердая корка внешних слоев нейтронной звезды состоит из тяжелых атомных ядер, упорядоченных в кубическую решетку, с электронами, свободно летающими между ними, чем напоминает земные металлы, но только намного более плотные.

3.3. Черная вдова

Взрыв сверхновой звезды достаточно часто сообщает новорожденному пульсару немалую скорость. Такая летящая звезда с приличным собственным магнитным полем сильно возмущает ионизированный газ, заполняющий межзвездное пространство. Образуется своеобразная ударная волна, бегущая впереди звезды и расходящаяся широким конусом после нее. Совмещенное оптическое (сине-зеленая часть) и рентгеновское (оттенки красного) изображение показывает, что здесь мы имеем дело не просто со светящимся газовым облаком, а с огромным потоком элементарных частиц, испускаемых данным миллисекундным пульсаром. Линейная скорость Черной Вдовы равна 1 млн. км/ч, оборот вокруг оси она делает за 1,6 мс, лет ей уже около миллиарда, и у нее есть звезда-компаньон, кружащаяся около Вдовы с периодом 9,2 часа. Свое название пульсар B1957+20 получил по той простой причине, что его мощнейшее излучение просто сжигает соседа, заставляя «кипеть» и испаряться образующий его газ. Красный сигарообразный кокон позади пульсара — это та часть пространства, где испускаемые ней тронной звездой электроны и протоны излучают мягкие гамма-кванты.

Данный рисунок - результат компьютерного моделирования, который позволяет очень наглядно, в разрезе, представить процессы, происходящие вблизи быстро летящего пульсара

Расходящиеся от яркой точки лучи — это условное изображение того потока лучистой энергии, а также потока частиц и античастиц, который исходит от нейтронной звезды. Красная обводка на границе черного пространства вокруг нейтронной звезды и рыжих светящихся клубов плазмы — это то место, где поток релятивистских, летящих почти со скоростью света, частиц встречается с уплотненным ударной волной межзвездным газом. Резко тормозя, частицы испускают рентгеновское излучение и, потеряв основную энергию, уже не так сильно разогревают налетающий газ.

3.4. Судороги гигантов

Постоянно наблюдая за поведением пульсара, можно точно установить: сколько энергии он теряет, насколько замедляется, и даже то, когда он прекратит свое существование, замедлившись настолько, что не сможет излучать мощные радиоволны. Эти исследования подтвердили многие теоретические предсказания относительно нейтронных звезд.

Уже к 1968 году были обнаружены пульсары с периодом вращения от 0,033 секунды до 2 секунд. Периодичность импульсов радиопульсара выдерживается с удивительной точностью, и поначалу стабильность этих сигналов была выше земных атомных часов. И все же по мере прогресса в области измерения времени для многих пульсаров удалось зарегистрировать регулярные изменения их периодов. Конечно, это исключительно малые изменения, и только за миллионы лет можно ожидать увеличения периода вдвое. Отношение текущей скорости вращения к замедлению вращения — один из способов оценки возраста пульсара. Несмотря на поразительную стабильность радиосигнала, некоторые пульсары иногда испытывают так называемые «нарушения». За очень короткий интервал времени (менее 2 минут) скорость вращения пульсара увеличивается на существенную величину, а затем через некоторое время возвращается к той величине, которая была до «нарушения». Полагают, что «нарушения» могут быть вызваны перегруппировкой массы в пределах нейтронной звезды. Но в любом случае точный механизм пока неизвестен.

3.5. Магнетары

Некоторые нейтронные звезды, названные источниками повторяющихся всплесков мягкого гамма-излучения — SGR, испускают мощные всплески «мягких» гамма-лучей через нерегулярные интервалы. Количество энергии, выбрасываемое SGR при обычной вспышке, длящейся несколько десятых секунды, Солнце может излучить только за целый год. Четыре известные SGR находятся в пределах нашей Галактики и только один — вне ее. Эти невероятные взрывы энергии могут быть вызваны звездотрясениями — мощными версиями землетрясений, когда разрывается твердая поверхность нейтронных звезд и из их недр вырываются мощные потоки протонов, которые, увязая в магнитном поле, испускают гамма- и рентгеновское излучение. Нейтронные звезды были идентифицированы как источники мощных гамма-всплесков после огромной гаммавспышки 5 марта 1979 года, когда было выброшено столько энергии в течение первой же секунды, сколько Солнце излучает за 1 000 лет.

В 1998 году внезапно очнулся от «дремоты» известный SGR, который 20 лет не подавал признаков активности и выплеснул почти столько же энергии, как и гамма-вспышка 5 марта 1979 года. Больше всего поразило исследователей при наблюдении за этим событием резкое замедление скорости вращения звезды, говорящее о ее разрушении. Для объяснения мощных гамма и рентгеновских вспышек была предложена модель магнетара — нейтронной звезды со сверхсильным магнитным полем. Если нейтронная звезда рождается, вращаясь очень быстро, то совместное влияние вращения и конвекции, которая играет важную роль в первые несколько секунд существования нейтронной звезды, может создать огромное магнитное поле в результате сложного процесса, известного как «активное динамо» (таким же способом создается поле внутри Земли и Солнца). Теоретики были поражены, обнаружив, что такое динамо, работая в горячей, новорожденной нейтронной звезде, может создать магнитное поле, в 10 000 раз более сильное, чем обычное поле пульсаров. Когда звезда охлаждается (секунд через 10 или 20), конвекция и действие динамо прекращаются, но этого времени вполне достаточно, чтобы успело возникнуть нужное поле.

Магнитное поле вращающегося электропроводящего шара бывает неустойчивым, и резкая перестройка его структуры может сопровождаться выбросом колоссальных количеств энергии (наглядный пример такой неустойчивости — периодическая переброска магнитных полюсов Земли). В магнетаре доступная магнитная энергия огромна, и этой энергии вполне достаточно для мощи таких гигантских вспышек, как 5 марта 1979 и 27 августа 1998 годов. Подобные события неизбежно вызывают глубокую ломку и изменения в структуре не только электрических токов в объеме нейтронной звезды, но и ее твердой коры. Другим загадочным типом объектов, которые испускают мощное рентгеновское излучение во время периодических взрывов, являются так называемые аномальные рентгеновские пульсары — AXP. Они отличаются от обычных рентгеновских пульсаров тем, что излучают только в рентгеновском диапазоне. Ученые полагают, что SGR и AXP являются фазами жизни одного и того же класса объектов, а именно магнетаров, или нейтронных звезд, которые излучают мягкие гамма-кванты, черпая энергию из магнитного поля.

Всего на сегодняшний день астрономы обнаружили около 1 200 нейтронных звезд. Из них более 1 000 являются радиопульсарами, а остальные — просто рентгеновскими источниками. За годы исследований ученые пришли к выводу, что нейтронные звезды — настоящие оригиналы. Одни — очень яркие и спокойные, другие — периодически вспыхивающие и видоизменяющиеся звездотрясениями, третьи — существующие в двойных системах. Эти звезды относятся к самым загадочным и неуловимым астрономическим объектам, соединяющим в себе сильнейшие гравитационные и магнитные поля и экстремальные плотности и энергии.

Глава 4. Методы исследования частиц высоких и сверхвысоких энергий.

Существует целый ряд методов для исследования частиц высоких энергий. К ним относятся:

1. Методы ускорения частиц. Линейные и циклические ускорители: циклотрон, синхрофазотрон. Мезонные фабрики.

2. Коллайдеры, накопительные кольца.

4. Метод рентгеноэмульсионных камер в космических лучах.

6. Детекторы частиц. Импульсные ионизационные и пропорциональные камеры, дрейфовые камеры, сцинтилляционные счетчики, пузырьковые камеры, черенковские счетчики, кольцевой черенковский спектрометр. Искровые и стриммерные камеры.

7. Методы идентификации частиц.

8. Методы измерения энергии: магнитные спектрометры, ионизационные калориметры, детекторы переходного излучения.

Далее нами будет рассмотрен только один из этих методов - большой адронный коллайдер.

4.1. Большой адронный коллайдер

Большой адронный коллайдер (русское сокр. БАК, англ. Large Hadron Collider,( LHC); - кольцевой ускоритель заряженных частиц на встречных пучках, предназначенный для разгона протонов или тяжёлых ионов (ионов свинца) и изучения продуктов их соударений. В центре масс проектная энергия сталкивающихся протонов должна составить 14 ГэВ при светимости 1034см-2с-1. Мощность, потребляемая БАК, составляет около 150 МВт.

Схема выходного кольца БАК приведена на рис.10.

Рис.10. Большой адронный коллайдер (БАК).

4.1.1.БАК, Основное кольцо. Протонные пучки

Основное кольцоБАК располагается в тоннеле, ранее построенном для БЭПК (LEP). Основное кольцо состоит из участков двух труб, расположенных по окружности кольца. В трубах в противоположных направлениях двигаются пучки протонов или ионов свинца. Трубы пересекаются в точках столкновения пучков. В районе этих точек располагаются детекторы процессов соударения. По линиям передачи пучков Т1 и Т2 частицы впрыскиваются из инжектора - комплекса ускорителей ЦЕРН водну из двух вакуумных труб при энергии протонов 0,45 ТэВ и при энергии ионов свинца 177 ГэВ/нуклон. Инжекция осуществляется с помощью септум и киккер магнитов. Инжектированные частицы ускоряются резонаторами основного кольца до 7 ТэВ (протоны) и 2,76 ТэВ/нуклон (ионы свинца). Движение частиц по приблизительно круговой орбите осуществляется с помощью 1232-х дипольных магнитов. Фокусировка проводится 386-тью квадрупольными магнитами, Используются также тысячи малых корректирующих магнитов. Сверхпроводящие магниты и резонаторы охлаждаются жидким гелием соответственно до 1,8оК и 4,5оК.

В основном кольце БАК используются 8 сверхпроводящих резонаторов на один пучок, причем каждый из резонаторов при одном прохождении увеличивает энергию протонного пучка на 2 МэВ (при напряженности ускоряющего поля 5 МВ/м). ВЧ резонаторы работают на частоте ~ 400 МГц. Они располагаются в криостатах двух модулей (по 4 резонатора в каждом криостате). ВЧ мощность генерируется 16-тью 300 кВт клистронами, работающим в квази-непрерывном режиме. Мощность подводится к резонатору через Y-циркулятор, обеспечивающий развязку в 20 – 28 дБ. Частицы проходят зазор резонатора в нарастающем электрическом поле, что обеспечивает автофазировку частиц. Если какая-либо из частиц на последующем витке обладает большей энергией, чем другие, она приходит к резонатору с небольшим опережением, попадает в поле с меньшей напряженностью и получает меньший прирост энергии, чем другие частицы. Если на предыдущем витке частица отстала от центра сгустка и несколько замедлилась, то на новом витке она попадет в более сильное ВЧ поле и получает дополнительное ускорение. Модули скомпонованы в длинных прямых секциях, установленных на прямолинейных участках кольца.

В БАК используется многооборотная инжекция. Чтобы наполнить одну трубу основного кольца требуется 12 циклов СПС циклотрона, а каждое наполнение СПС требует от 3 до 4 циклов ПС синхротрона, Бустерный ПС заполняет ПС за один цикл. Полное время заполнения БАК составляет приблизительно 16-20 минут. Кроме того, для установления процессов в магнитах и уточнения характеристик пучка операторами требуется дополнительное время. В работе минимальное время ввода БАК в рабочий режим оценивается в 70 мин.

Малая скорость установления процесса ускорения частиц в основном кольце ограничена не скоростью создания электромагнитного поля в ускоряющих секциях, а скоростью нарастания магнитного поля в поворотных магнитах кольца. Оно должно увеличиваться синхронно с энергией частиц, чтобы удерживать сгустки в трубах .

Чтобы протонные пучки могли свободно циркулировать внутри труб, практически не сталкиваясь с молекулами газа, в трубах создается сверхглубокий вакуум. Давление остаточных газов составляет порядка

10–13 атм. Пакеты сгустков протонов в основном кольце коллайдера могут циркулировать в трубах кольца в течение 10 -12 часов, сохраняя свои рабочие параметры.

Кинетическая энергия протона в точке столкновения является рекордной для коллайдеров и составляет 14×1012 эВ (22,4×10-7Дж). Тем не менее, она мала в сравнении с энергией груза в 1 кГ, падающего с высоты 1 м. Энергия этого груза составляет 6,1×1019 эВ или 9,8 Дж. В то же время следует иметь ввиду, что в каждом пучке коллайдера ускоряется до 1,1×1011 протонов/сгусток. Запасенная энергия в протонном пучке оставляет около 350 МДж. Этой энергии достаточно чтобы расплавить 500 кГ меди. При возникновении аварийной ситуации пучок может повредить коллайдер. Энергия, запасаемая в магнитах коллайдера, еще выше и составляет 11 ГДж. Разработаны надежные меры защиты оборудования коллайдера. В аварийной ситуации происходит сброс ускоренного пучка с использованием септум и киккер магнитов, его расфокусировка и поглощение в нагрузке. Сброс ослабевшего пучка производится каждые несколько десятков часов. Энергия, запасенная в магнитах, аварийно отводится с помощью специальной системы.

Для регистрации продуктов, рождающихся в точках взаимодействия, созданы четыре основных детектора: ATLAS (AToroidalLHC ApparatuS), CMS (Compact Muon Solenoid), ALICE (ALarge ION Collider Experiment) и LHC-b (Large Hadron Collider – b)

Самые большие детекторы ATLAS и CMS предназначены для исследований соударений протон – протон и ион – ион. Детектор ALICE в основном будет использоваться для изучения столкновений ион – ион, хотя на нем будут изучаться и протон – протонные процессы. LHCb предназначен для регистрации событий с рождением b – кварков. Кроме четырех основных детекторов в БАК используются субдетекторы для работы совместно с основными детекторами и регистрации частиц, испущенных под малыми углами.

4.1.2. Инжекторная система протонов

Сгустки ускоренных протонов и ионов свинца формируются и поступают на вход основного кольца БАК из инжекторного комплекса ускорителей ЦЕРН. Состав комплекса приведен в Табл. 1.

Таблица № 1. Перечень основных ускорителей - инжекторов, формирующих протонный пучок коллайдера БАК

Наименование устройства

Выходные параметры

Источник протонов – дуоплазмотрон

300 мА, до 92 кэВ

ВЧ квадруполь ( ВЧК, RFQ)

до 750 кэВ

Линейный ускоритель протонов (ЛУП – 2, linac-2)

до 50 МэВ

Бустерный протонный синхротрон (БПС, PSB)

1,4 ГэВ

Протонный синхротрон (ПС, PS)

28 ГэВ

Супер-протонный синхротрон (СПС, SPS)

450 ГэВ

Большой адронный коллайдер – основное кольцо (БАК, LHC)

7 ТэВ при токе 180 мА

Первой ступенью создания протонного пучка является комплекс линейного ускорителя ЛУП-2. Схема этого комплекса приведена на Рис.11.

Рис.11. Схема комплекса линейного ускорителя протонов

Протоны (Н+)создаются в источнике протонов - дуоплазмотроне. Для их получения в катодной камере дуоплазмотрона применяется дуговой разряд в магнитном поле. Основными элементами дуоплазматрона являются катод, эмитирующий электроны, анод и дополнительный электрод, на который подается положительный потенциал. Магнитное поле создается между анодом и дополнительным электродом. Эти электроды являются также полюсами магнита, где создается плазма. В районе анода газ практически полностью ионизован.

Вышедшие из анодного отверстия протоны, при напряжениидо 92 кВ поступают в ВЧ квадруполь (ВЧК). Они фокусируются и ускоряются в нем до энергии 750 кэВ. Затем протоны инжектируются в ускоритель ЛУП-2, работающий на стоячей волне. В ускорителе используется ВЧ структура с трубками дрейфа, которая, как и ВЧ квадруполь, возбуждается на частоте 202 МГц. В ЛУП-2 протоны ускоряются до энергии 50 МэВ. На входе бустерного протонного синхротрона комплексом ЛУП-2 будет создаваться протонный ток в 150 -180 мА в импульсе длительностью 30 мкс (экспериментально достигнутые значения тока в ЛУП-2 составляют 180 мА при длительности импульса до 100 мкс).

Из комплексов линейных ускорителей протонов и ионов свинца пучки будут поступать в три синхротрона (для протонов) и в два синхротрона - для ионов свинца. Каждый из кольцевых ускорителей синхротронов вносит свой существенный вклад в формирование и ускорение пакетов сгустков, инжектируемых в основное кольцо БАК.

Первым синхротроном, в котором будут формироваться и ускоряться протонные сгустки, является 16 секционный Бустерный (ускорительный) Протонный Синхротрон, БПС (BPC). БСП состоит из поворотных магнитов, фокусирующих магнитов, ВЧ резонаторов и киккерных магнитов. В процессе создания БАК энергия протонов на выходе БПС была повышена с 1 ГэВ до 1,4 ГэВ, что позволило решить ряд проблем, связанных с пространственным зарядом сгустков. Предполагается, что БПС может работать на ВЧ гармониках с h =1 и h = 2, для чего он оснащен новыми ВЧ однорезонаторными системами, работающими в частотном диапазоне: от 0,6 до 1,7 МГц (при h =1) и от 1,2 до 39 МГц (при h = 2). В случае работы на гармонике h =1, в ПСБ будут инжектироваться два последовательно расположенных сгустка, и заполнять ПСБ за один оборот. Длина окружности ПСБ составляет 157 м. При инжекции с энергией протонов 50 МэВ в ПСБ могут возникнуть проблемы связанные с пространственным зарядом, приводящие к уменьшению интенсивности пучка и уменьшению точности настройки. Это заставит при работе в номинальном режиме использовать режим инжекции с h = 2.

Из ПСБ сгустки протонов будут поступать в Протонный Синхротрон, ПС (длина окружности 628 м). В этом синхротроне происходит формирование пакетов протонов из 72 сгустков с расстоянием между пакетами в 25нс. Энергия протонов в синхротроне увеличивается с 1,4 ГэВ до 28 ГэВ. Пакеты сгустков формируются с помощью систем резонаторов, работающих на частотах:

  • 20 МГц (1 + 1 запасной резонаторы) для работы с расщеплением пакетов сгустков,

  • 40 МГц (1 + 1 запасной резонаторы) для создания расстояния между сгустками в 25 нс,

  • 80 МГц (2 + 1 запасной резонаторы) для укорочения сгустков до 4 нс [14]. Из СП пакеты сгустков протонов (по 4 пакета в каждом импульсе магнитного поля) будут инжектироваться в Супер протонный синхротрон, СПС (SPS) c длиной окружности 7 км.

СПС - это – последний синхротрон, входящий в инжекторную цепочку БАК. При запуске БАК, каждая труба основного кольца заполняется 12 - тью суперциклами СПС, содержащими 243 пакета.. Каждый пакет содержит 72 сгустка. В СПС сгустки ускоряются от 25 до 450 ГэВ. Основная ВЧ система СПС состоит из 4 -х 200 МГГц резонаторов, работающих на бегущей волне.

В середине 2011 г БАК работал с энергией протонов в 3,5 ТэВ в каждом пучке при светимости 4,67×1032 см-2с-1. Рассмотренные в таблицах характеристики БАК в основном относятся к его номинальным параметрам, которые будут полностью достигнуты только через несколько лет. После достижения номинальных параметров планируется реконструкция этого коллайдера с большим увеличением энергии ускоряемых частиц.

4.2. Широкие атмосферные ливни

ШАЛ – это потоки лептонов (электронов, мюонов) и адронов, возникающие в атмосфере в результате взаимодействия первичных космических частиц сверхвысокой энергии (Е0> 105 ГэВ) с ядрами атомов воздуха. Поперечные размеры ШАЛ достигают нескольких км. ШАЛ обнаруживаются и изучаются с помощью систем детекторов частиц, расположенных в горизонтальной плоскости и включённых в схему совпадений. Развиты также методы регистрации черенковского и ионизационного свечения атмосферы под воздействием ШАЛ и радиоизлучения ШАЛ.

Источником ШАЛ являются электронно-ядерные ливни, порождаемые космическими протонами и более тяжёлыми ядрами с последующим развитием электронно-фотонного и ядерного каскадов в атмосфере. Углы вылета частиц в первом акте взаимодействия адрона, вызывающего Ш.а.л., малы: q < 10-5 рад. Поэтому развитие каскада происходит по направлению движения первичной частицы и ШАЛ имеет осевую симметрию относительно этого направления (небольшие отклонения от осевой симметрии могут возникать под влиянием магнитного поля Земли). Плотность частиц максимальна около оси и уменьшается с расстоянием. С расстоянием от оси меняется и состав частиц в ливне. Вблизи оси 98% всех частиц составляют электроны (и фотоны) с небольшой примесью адронов высокой энергии. На расстояниях ~ 200 м электроны составляют лишь 80% потока, а остальные 20% -мюоны, которые появляются в ливне из-за распада заряженных пионов и каонов. Возникнув на больших высотах, где атмосфера разрежена, мюоны слабо поглощаются при дальнейшем движении к поверхности Земли и успевают до уровня наблюдения отойти на значительное расстояние от оси ливня.

Рис. 13. Диск, образованный частицами широкого атмосферного ливня, приближается к установке под углом q; Д-детекторы.

Ш. а. л. можно представить в виде тонкого диска, состоящего из частиц, движущихся со скоростью, близкой к скорости света с, по направлению первичной частицы (рис. 13). В центре толщина диска минимальна (~ 1,5 м), а на больших расстояниях увеличивается и на расстоянии 100 м от оси может достигать 50 м. В переднем фронте диска движутся электроны, частицы большей массы запаздывают и населяют "хвост" Ш. а. л. Фронт диска имеет кривизну, радиус которой на расстоянии большем 200 м от оси ~ 1,5 км.

В электронно-ядерном ливне, генерированном первичной космической частицей, часть её энергии передаётся нейтральным пи-мезонамp0. Распадаясь, они дают начало электронно-фотонному каскаду. Заряженные пионы после распада образуют мюоны и нейтрино, которые достигают поверхности Земли. Около половины энергии сохраняется у адрона высокой энергии, который порождает следующий электронно-ядерный ливень. Этот процесс повторяется многократно. В земной атмосфере укладывается до десятка пробегов ядерного взаимодействия (рис. 14). Совокупность электронно-фотонных каскадов, а также мюонов и других частиц от всех последовательных взаимодействий и образует ШАЛ.

Прямые данные о ядерном составе космических лучей и характеристиках элементарного акта взаимодействия в области сверхвысоких энергий отсутствуют. Однако сравнение результатов расчёта с экспериментом позволяет сделать заключения об изменениях характеристик элементарного акта и ядерного состава космических лучей с ростом энергии.

Ряд особенностей ШАЛ может быть понят на основе теории электронно-фотонных ливней. Например, поперечный размер электронной компоненты ШАЛ определяется кулоновским рассеянием электронов и, следовательно, его среднеквадратичный радиус:

R2 = 0,9 r0,

(1)

где r0 - мольеровский радиус, r0 = 9,5 г/см2 (70 м на уровне моря). Среднеквадратичный радиус ШАЛ, выраженный в единицах r0, не зависит от высоты (радиус, выраженный в метрах, уменьшается с глубиной в атмосфере). Величина R2 не зависит и от энергии первичной частицы, вызвавшей ливень, но реальный размер ливня, т. е. расстояние от оси, на котором ещё существуют коррелированные частицы, растёт с энергией. При предельно высоких энергиях (Е0 > 1011 ГэВ) ливень покрывает площадь в сотни км2.

Рис. 14. Ядерный каскад в атмосфере. Цифрами показаны точки последовательных взаимодействий адрона высокой энергии; ЭФК - электронно-фотонный каскад, t0 - радиационная единица длины.

Пространственные характеристики ливня изучаются в функции расстояния от оси ливня r, выраженного в мольеровских единицах x=rr0 . Например, плотность частиц:

ρex=Ner02fe(x) ,

(2)

где N - число частиц (электронов) в ливне на уровне наблюдения, fe(х) - нормированная функция пространственного распределения, не зависящая от числа частиц Ne. Каскадная теория приводит к зависимости:

ρex=Ner02Csxs-2,15(x+1)s-4,5,

(3)

где s - параметр, характеризующий "возраст ливня", C(s) меняется от 0,16 до 0,4 при изменении s от 0,5 до 1,5. Особенностью теории, учитывающей пространственное распределение частиц (а не только продольное развитие ливня), является рост s при уменьшении х.

Рис. 15. Круговая установка для регистрации электронной компоненты ливня; n -сцинтилляционные детекторы или группы годоскопических счётчиков.

При s=2 плотность частиц перестаёт меняться с расстоянием. Область, где существует такой режим (r ≤ 1 м), называется стволом ливня. Сравнение теории с экспериментом позволяет определить s. Каждый из детекторов Д на рис. 15 измеряет плотность частиц и время прихода фронта ливня с точностью до нc. Распределение плотности частиц определяет положение максимума плотности, т. е. оси ливня, а по времени запаздывания прихода фронта в разные детекторы вычисляется угол q наклона оси. При этом оказалось, что s составляет 1,2 на уровне моря и 1,1 на высоте гор. Столь слабая зависимость s от глубины - следствие электронноядерной природы каскада. Адроны высокой энергии, идущие в стволе, всё время подпитывают ливень и замедляют его "старение". На ядерные процессы указывает и медленное поглощение электронов ливня в атмосфере. В глубине атмосферы электроны Ш. а. л. движутся в равновесии с адронами.

Зная, распределение плотностей частиц в установке и предполагая осевую симметрию ливня, можно найти полное число частиц (электронов) в ливне на уровне наблюдения:

Ne=2πρerrdr.

(4)

Можно также построить спектр ливней по числу частиц К (Ne, х) на разных глубинах x уровня наблюдения в атмосфере (рис. 16). На уровне моря этот спектр имеет вид:

K=2∙10-10Ne105-1,5±0,07см2∙с∙ср-1, 104 1 ГэВ не превышает 1 % от числа электронов, а суммарная энергия примерно равна энергии электронно-фотонной компоненты (Ея а = 0,15 Ne ГэВ). Эта энергия обеспечивает непрерывную подпитку электронно-фотонного каскада.

Рис. 17. Комплексная установка для изучения широкого атмосферного ливня на Тянь-Шане: 1-детектор электронов (до 45 м2); 2 -детектор мюонов (45 м2); 3-детектор времени прихода частиц ливня; 4 - сцинтилляционные детекторы (64 м2); 5 - детекторы положения ствола ливня; 6 - годоскопические счётчики; 7-ионизационный калориметр; 8-детекторы для регистрации черенковского излучения ливня; 9-подземный калориметр; 10 - подземный детектор мюонов.

Мюоны с энергией Еμ > 300 МэВ регистрируются с помощью детекторов, экранированных толстыми слоями Pb (до 20 см); беззазорные магниты из намагниченного железа позволяют измерять энергию мюонов до 500 ГэВ и их электрические заряд (рис. 18). Усреднённое пространственное распределение мюонов 105 1017 эВ) [1] .

Интерес к исследованиям космических лучей сверхвысоких энергий продиктован и тем обстоятельством, что в области энергий больше 1015 эВ обнаружен ряд эффектов, которые не объясняются в рамках Стандартной модели. Обнаруженные в космических лучах в последние годы необычные феномены можно объяснить появлением новых частиц, возможно частиц темной материи либо новых механизмов взаимодействия.

Перечислим основные эффекты, которые не укладываются в рамки Стандартной модели и появляются в области энергий выше 1015 эВ:

  • проблема излома энергетического спектра в области энергий 3·1015 эВ;

  • обрезание спектра первичного космического излучения при Е0>1019 эВ;

  • события типа Кентавров и Антикентавров, в которых соотношения между числом адронов и гамма-квантов и их суммарными энергиями оказываются аномально большими и не могут быть объяснены статистическими флуктуациями;

  • события типа бинокуляр – двухструйные события с аномально большим поперечным импульсом;

  • события с “гало” - большим диффузным пятном засветки на рентгеновской пленке, которое обеспечивается плотностью потока энергии ≥ 20 ТэВ/мм2;

  • выстроенность гамма-семейств проявляется, как следы наиболее энергичных гамма-квантов или адронов вдоль прямой линии;

  • длиннопробежные частицы – проявляются как проникающие частицы, поглощение которых заметно отличается от экспоненциальной зависимости;

  • запаздывающие частицы – частицы отстающие от переднего фронта ШАЛ;

  • масса нейтрино – для объяснения экспериментального потока нейтрино от Солнца необходимо придать нейтрино некоторую массу покоя.

Таким образом, в настоящее время в космических лучах при энергиях выше 1015 эВ создалась интересная ситуация. С одной стороны наблюдается значительное число явлений в основном в области ствола (центра) широких атмосферных ливней, не укладывающихся в рамки традиционных представлений о ядерно-каскадном процессе в атмосфере. С другой стороны, пока в экспериментах на ускорителях серьезных отклонений от принятой Стандартной модели сильных взаимодействий не обнаружено. Если вспомнить, что область центра радиусом до 10 метров на расстоянии 20 – 30 км от точки первого взаимодействия частицы, породившей ШАЛ, относится практически к недоступной на ускорителях области псевдобыстрот (η > 12), то исследование ствола ШАЛ является хорошим дополнением к ускорительным экспериментам.

Возможно также, что в потоке космических лучей при энергии выше 1015 эВ могут присутствовать необычные частицы, которые являются первопричиной наблюдаемых аномальных явлений в экспериментах с космическим излучением и которые из-за своих свойств не наблюдаются в экспериментах на ускорителях.

В настоящее время происходит значительная интенсификация исследований космических лучей во многих странах мира. Достаточно упомянуть, что находятся в эксплуатации и сооружаются комплексные установки по изучению космических лучей на высотах гор Японо-бразильская установка - г.Чакалтая площадью 10000 м2, расположенная на высоте 5220 м2 в Боливии, Китайско-итальянская установка - Тибет (Н=4300м) площадью 36900 м2, на уровне моря -японская установка «Agassa» площадью 100 км2. В Южном полушарии в Аргентине создается установка площадью 6000 км2. В Северном полушарии проводится поиск территории для установки площадью 30000км2. Претендентом на эту установку является и Казахстан.

Высокогорная научная станция космических лучей (ВНСКЛ) Физико-технического института была организована в 1957 году. Станция располагается на перевале Джусалы-Кезень, на высоте 3340 метров над уровнем моря в горах Тянь-Шаня вблизи г. Алматы и предназначена для исследования процессов взаимодействия частиц космического излучения сверхвысоких энергий. Практически в то же время, в 1959 году, была организована и начала функционировать на этом же перевале и Тянь-Шаньская высокогорная научная станция (ТШВНС) Физического института им. П.Н. Лебедева РАН, предназначенная, главным образом, для исследования особенностей образования и развития потоков частиц космического излучения, т.н. широких атмосферных ливней (ШАЛ). Несколько позже здесь же начали функционировать экспериментальные установки ряда других научных станций системы Министерства образования и науки Республики Казахстан.

В связи с этим тематика исследований на станциях значительно расширилась. В том числе исследование космического пространства, благоприятных и опасных периодов для запусков космических аппаратов и нахождения человека в околоземном космическом пространстве, природы и структуры грозовых разрядов и их взаимосвязи с космическим излучением, исследование возмущенных состояний космической погоды, влияющих на аппаратуру спутников и биосферу и т.д. С 1967 года на высоте 1700 метров над уровнем моря в ущелье Сары-Булак в 9 км от Алматы работает Промежуточная научная станция космических лучей (ПНСКЛ), предназначенная для исследования частиц космического излучения. С конца 50 годов прошлого столетия в Казахском Национальном Университете им. Аль-Фараби, несколько позже и в Казахском национальном педагогическом университете имени Абая проводятся исследования вариаций космических лучей. В апреле 2010 года рядом институтов Казахстана и России была подписана «Программа совместных исследований РАН и НАН РК «Астрофизика космических лучей высоких и сверхвысоких энергий и процессы в атмосфере», главными задачами которой является проведение фундаментальных исследований в областях:

• астрофизики сверхвысоких энергий;

• космических лучей;

• мониторинга космических лучей с целью контроля и прогноза космической погоды, изучения ее влияния на гео- и биосферу;

• краткосрочное прогнозирование землетрясений.

Основной экспериментальной базой этих исследований является многоцелевой комплекс «АTHLET», который состоит из четырех разнесенных установок для регистрации широких атмосферных ливней, расположенных на разных высотах над уровнем моря (3340 м - на ТШВНС, 1700 м - на Промежуточной станции и 850 м - в КазНУ им. Аль-Фараби и КазНПУ им. Абая. Рассмотрим основные экспериментальные установки многоцелевого комплекса «АTHLET».

1. Экспериментальный комплекс по исследованию грозовых явлений «Гроза» и регистрации широких атмосферных ливней создается на Тянь-Шаньской высокогорной научной станции космических лучей (ТШВНС) на перевале Джусалы-Кезень, на высоте 3340м над уровнем моря. На снимке (рис.12) показано размещение основной части комплекса. Комплекс предназначен для изучения механизма возникновения молниевых разрядов в грозовых облаках и выяснения его взаимосвязи с космическими лучами. Установка ежегодно модернизируется и дополняется новыми детекторами в соответствии с расширяемым кругом научных задач. В настоящее время экспериментальный комплекс включает следующие основные установки:

1. Ливневая триггерная система, которая состоит из распределенных по территории станции годоскопов, выполненных на газоразрядных счетчиках типа СИ5Г. Система фиксирует момент широкого атмосферного ливня (ШАЛ) космических лучей и позволяет оценить его размер и энергию первичной частицы по совпадениям сигналов от счетчиков.

2. Система сцинтилляционных детекторов NаJ(Tl) для регистрации интенсивности мягкого гамма- и жесткого рентгеновского излучений от грозовых облаков с временным разрешением 100 мкс в шести энергетических диапазонах от 20 кэВ до 5 МэВ.

3. Многорядные спектрометры поглощения, состоящие из годоскопов на основе тех же газоразрядных счетчиков и расположенных друг над другом, разделенных между собой тонкими слоями свинца и железа. Спектрометры служат для регистрации электронов, ускоренных в электрическом поле грозовых облаков и излучаемых ими гамма- и рентгеновских квантов, а также для оценки их энергии по кривой поглощения.

4. Мюонный годоскоп, составленный из пропорциональных счетчиков СИ5Г, размещенных в подземном помещении на глубине 2000 г/см общей чувствительной площадью 100 м2, служащий для регистрации мюонной компоненты ШАЛ.

5. Система мониторинга высокоэнергичных и тепловых нейтронов, включающая в себя дополненный спектрометром нейтронный супермонитор НМ64, нейтронный монитор в подземном помещении на счетчиках СНМ15 и отдельные детекторы на базе пропорциональных нейтронных счетчиков СНМ17 и СНМ18, распределенные по территории станции.

6. Две независимые радиосистемы, работающие в диапазоне частот 0,1-30 МГц и одна, работающая в диапазоне 250 МГц. Системы служат для регистрации интенсивности радиоизлучения, генерируемого в грозовых облаках при молниевых разрядах с высоким временным разрешением (200 нс), а также для определения направления на место разряда (локации) по относительным задержкам радиосигналов.

 
   

Рис.12. Пункты для регистрации грозовых явлений и ШАЛ, расположенных на ТШВНС.

Передача импульсных сигналов от детекторов в центры регистрации производится по экранированным кабельным линиям протяженностью до 2 км посредством специально разработанных для данного эксперимента передающих и приемных усилителей на базе вакуумных электронных ламп. Это обеспечивает возможность функционирования установки непосредственно в условиях грозы, при сильных электромагнитных помехах от близких ударов молнии.

Система сбора данных установки построена на базе специально разработанных электронных блоков, изготовленных в стандарте КАМАК. Она позволяет вести регистрацию поступающих от детекторов сигналов с низким (1-100 с), высоким (100 мкс) и очень высоким (200 нс) временным разрешением, получая временные сканы интенсивности в течение длительных временных промежутков (по 5000-10000 отдельных отсчетов). Аппаратура КАМАК подключается к стандартному параллельному порту персонального компьютера через разработанный для этой цели контроллер.

Выводы

На основе всего выше сказанного можно сделать вывод, что такие объекты как взрывы сверхновых, квазары являются первоисточниками частиц, которые регистрируются различными методами.

Также, исходя из анализа полученных к настоящему времени данных, достоверными можно считать следующие результаты:

1. Система детекторов, разнесенных на расстояние до 400 м, позволила оценить протяженность источника излучения.

2. При прохождении облаков через ТШВНС в спокойной фазе грозы без дождя и молний имеется два различных типа изменения в интенсивности излучения частиц, такие как резкие вспышки излучения с характерной продолжительностью времени в несколько минут и длительные плавные изменения интенсивности частиц в течении нескольких часов.

3.Резкие вспышки интенсивности импульсов напрямую связаны с соответствующими изменениями величины напряженности электрического поля. Именно с этого момента интенсивность импульсов в установке спадает в течение 2-3 часов.

8. Положение кратковременных пиков на временной шкале всегда совпадает со временем значительного изменения напряженности электрического поля. Такое поведение указывает на существование внутри облака сложной динамики возникновения и изменения электрического поля, которое влияет на интенсивность вторичных электронов космического излучения.

Просмотров работы: 9508