怄气是什么意思| 青霉素过敏不能吃什么药| 任性什么意思| 家长里短是什么意思| 发offer是什么意思| 手脚肿胀是什么原因| 头晕头重昏昏沉沉是什么原因| 枸杞泡水喝有什么功效| 英国为什么叫日不落帝国| 精虫上脑是什么意思| 明天叫什么日子| 怀孕初期要注意什么| 肠胃不舒服挂什么科| ed患者是什么意思| 芹菜什么时候种| 输卵管堵塞有什么样症状| 心肌病吃什么药| 蟾蜍吃什么| 不作为什么意思| pinsp呼吸机代表什么| 小肚子疼是什么原因| 耳顺是什么意思| 什么火没有烟| 胸膜炎是什么病| 陀飞轮是什么意思| 柚子什么时候成熟| 疤痕憩室什么意思| 险资举牌什么意思| 卷饼里面配什么菜好吃| rr过高是什么意思| 黄鼠狼最怕什么| 为什么会无缘无故长痣| 大名鼎鼎是什么意思| 睡眠不好吃什么药最有效| arb是什么意思| 85年五行属什么| 四十岁月经量少是什么原因| 炸粉是什么粉| 百香果吃了有什么好处| 洗劫一空是什么意思| 左手麻木什么原因| 张杰属什么生肖| 卵圆孔未闭是什么意思| 上午9点是什么时辰| 衣原体阳性是什么意思| 情人节送妈妈什么花| b细胞是什么| 糖耐量受损是什么意思| 桑黄是什么树上长出来的| 梦见捡金首饰是什么意思| 钟鸣鼎食是什么意思| 奈何桥是什么意思| 胆管堵塞有什么症状| 孕妇梦见猪是什么意思| 网贷是什么| 什么是尿素| 李嘉诚是什么国籍| lka是什么意思| 乳岩是什么病| 血管瘪是什么原因| 吃什么可以减肥| 补钙什么时间段最好| 胎停是什么原因引起的| 哥字五行属什么| 34周为什么不建议保胎| 富二代是什么意思| 吃完饭想吐是什么原因| 牵牛花又叫什么名字| 化疗有什么副作用| 说什么| 血糖高吃什么主食最好| 未土是什么土| 7号来的月经什么时候是排卵期| 出汗有异味是什么原因| 真菌感染用什么药最好| 缺钙吃什么食物| n是什么牌子| 海参多少头是什么意思| 骨髓捐赠对自己有什么影响没有| 今日农历是什么日子| 龙龟适合什么属相人| 拔牙吃什么消炎药| 蓝色的猫是什么品种| 现在什么手机好用| 仙草粉是什么做的| 尿毒症是什么| 噤若寒蝉是什么生肖| 深海鱼油有什么好处| secret是什么意思| 彪悍是什么意思| kap是什么意思| 夏天适合种什么植物| 十多块钱的烟什么好抽| 眼皮肿是什么原因| 优势是什么意思| 医保什么时候到账| 坐怀不乱是什么生肖| 购物狂是什么心理疾病| 地球上什么东西每天要走的距离最远| 戴银镯子变黑是什么原因| 输卵管堵塞是什么原因| 什么言什么色| 先算什么再算什么| 胎盘成熟度1级是什么意思| 静谧时光什么意思| 属猴和什么属相相克| 蚊子咬了为什么会痒| 三个火读什么| 长期口臭挂什么科| 胃热吃什么药最有效| 上不下要念什么| 女人尿多是什么原因| 11月9号是什么日子| 职称有什么用| 皮肤癣用什么药最好| 眉头长痘痘什么原因| 什么病不能吃鲤鱼| 古稀是什么意思| 急性胃炎吃什么药好| 游园惊梦讲的是什么| 眼屎多用什么眼药水好| 69年出生属什么| 双是什么意思| 皮夹克是什么意思| 皈依有什么好处| 秦昊的父母是干什么的| 总免疫球蛋白e是什么| 越什么越什么的词语| 百雀羚属于什么档次| 海鲜过敏吃什么药| 虚有其表的意思是什么| 食指上有痣代表什么| sle是什么病的缩写| 气滞血瘀是什么意思| 什么心所什么| 王加民念什么| 什么是阴蒂| 2025年属什么生肖| 孙权和孙策是什么关系| 婴儿湿疹用什么| 什么是毛囊炎| 彻底是什么意思| 支气管炎吃什么| 中暑喝什么| 李世民的字是什么| 十一月八号是什么星座| 硌人什么意思| 吃什么减脂肪最快最有效的方法| 无法无天是什么生肖| 梦到捡钱是什么意思| 割包皮有什么用| mico是什么意思| 888红包代表什么意思| 人鱼线是什么| 降血糖吃什么菜| 男性尿道感染吃什么药| 跑步胸口疼什么原因| 男人吃西红柿有什么好处| 肌钙蛋白低说明什么| 跨界歌手是什么意思| 九月十号什么星座| 灶王爷叫什么名字| 痰湿吃什么中成药| 甲乙丙丁戊己庚辛壬癸代表什么| 肥什么拱门成语| 什么是员额制| 鼻窦炎吃什么药| 日语一库一库是什么意思| 一什么地毯| 假体是什么| qs认证是什么意思| 补铁吃什么| 花生什么时候收获| 喜什么自什么| 1126是什么星座| teal是什么颜色| 做蛋糕用什么面粉| 急性咽喉炎吃什么药| 牛仔蓝配什么颜色好看| 柏拉图之恋是什么意思| 生猴子是什么意思| 2月2日是什么星座| 梦见蒸馒头是什么意思| 肝脏排毒吃什么最好| 佛跳墙是什么菜系| 荨麻疹是什么原因引起| 预防医学是干什么的| 总是放屁是什么原因引起的| 吃火龙果对身体有什么好处| 什么叫有机蔬菜| lov是什么意思| 0.8是什么意思| 煎牛排用什么油| 雪媚娘是什么| 结扎对女人有什么伤害| 子宫发炎是什么原因引起的| 猫咪吐黄水有泡沫没有精神吃什么药| 四两拨千斤是什么意思| 阴道发炎用什么药| 夏至有什么习俗| 幼字五行属什么| 胆管炎是什么原因引起的| 摧枯拉朽什么意思| 心脏缺血吃什么补得快| 天蝎女喜欢什么样的男生| 无精打采是什么意思| 农历八月初五是什么星座| 吃胎盘有什么好处| 女人喝黄连有什么好处| 舌炎吃什么药| 经常肚子疼拉肚子是什么原因| 咳嗽属于什么科室| 埋线是什么意思| 井是什么生肖| 男士补肾吃什么| 男人结扎有什么好处| 西瓜像什么| 门前的小树已成年是什么歌| 宫保鸡丁宫保是指什么| 宀与什么有关| 天蝎座是什么性格| 双脚冰凉是什么原因| 2009年是什么生肖| 什么机油好| 发烧可以吃什么水果| 转诊是什么意思| 新加坡为什么说中文| 白酒都有什么香型| 红酒是什么味道| 人授和试管有什么区别| 一个彭一个瓦念什么| sakose是什么牌子| 怀孕二十天有什么反应| 痔瘘和痔疮有什么区别| 五音是什么| 经常呕吐是什么原因| 香港商务签证需要什么条件| 身体乳是什么| 梦见绿豆是什么意思| 喝酒脸红是什么原因造成的| 求嗣是什么意思| evian是什么品牌| 鱼在鱼缸底部不动为什么| 面部肌肉跳动是什么原因| 男人吃四环素治什么病| 病毒是什么| hope是什么意思啊| ve是什么意思| 早上8点到9点是什么时辰| 无下限是什么意思| 安全期什么时候| 梦见骑自行车是什么意思| 头发长的快是什么原因| lga是什么意思| 东北属于什么气候| 荸荠的读音是什么| 心悸吃什么药| 胃胀气吃什么药好| 过剩是什么意思| 细菌性前列腺炎有什么症状| 胃疼屁多是什么原因| 什么家庭不宜挂八骏图| 赤小豆是什么| 春节是什么时候| 百度

质量效应仙女座纯爷儿们脸捏脸数据 V1.0 绿色免费版

百度 通过成功实施“PPP+POD”复合模式,西溪国家湿地公园周边土地实现了大幅增值,不但反哺了该工程150余亿元的前期投入,并且积累了大量资金用于其他项目的生态保护,取得了显著的生态效益、社会效益和经济效益,已成为中国湿地保护和国家湿地公园建设的样板。

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

Незважаючи на назву ?промен??, косм?чн? промен? ? не електромагн?тним випром?нюванням, а потоком частинок. Ця назва виникла ще в той час, коли природа косм?чних промен?в була незрозум?ла[1], аналог?чна ?ншим назвам т??? ж епохи: катодн? промен?, альфа-промен?, бета-промен?.

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

Косм?чн? промен? були в?дкрит? В?ктором Гессом у 1912 роц? п?д час експеримент?в на пов?трян?й кул?, за що в?н був нагороджений Нобел?вською прем??ю з ф?зики 1936 року[2]. Зараз вони досл?джуються за допомогою р?зних обсерватор?й косм?чних промен?в - черенковських телескоп?в, мереж детектор?в для ре?страц?? вторинних частинок в?д атмосферних злив, запущених в космос або п?днятих на пов?тряних кулях детектор?в частинок.

?стор?я

ред.

В?дкриття

ред.
?
Зб?льшення ?он?зац?? з висотою, вим?ряне Гессом (л?воруч) ? Кольхерстером (праворуч)
?
Гесс приземля?ться п?сля польоту на пов?трян?й кул? в 1912 роц?.

П?сля в?дкриття рад?оактивност? Анр? Беккерелем у 1896 роц? вважалося, що спостережувана ?он?зац?я пов?тря спричинена лише випром?ненням рад?оактивних елемент?в у Земл? та, можливо, рад?оактивних газ?в в атмосфер?[3]. К?лька вим?рювань залежност? йон?зац?? пов?тря в?д висоти, виконаних у 1900-1910 роках, вказували на меншу йон?зац?ю на б?льших висотах, що узгоджувалось з ?де?ю про поглинання в атмосфер? випущеного Землею йон?зуючого випром?нювання[4].

У 1909 роц? Теодор Вульф розробив електрометр, пристр?й для вим?рювання швидкост? утворення ?он?в усередин? герметично закритого контейнера, ? використав його, щоб показати вищ? р?вн? рад?ац?? на вершин? Ейфелево? веж?, н?ж б?ля ?? основи[5]. Однак його стаття, опубл?кована в Physikalische Zeitschrift, не отримала широкого прийняття. У 1911 роц? Домен?ко Пач?н? спостер?гав одночасн? зм?ни швидкост? ?он?зац?? над поверхнею озера ? на глибин? 3 метри п?д його поверхнею. П?д водою рад?оактивн?сть була менша, з чого Пач?н? зробив висновок, що певна частина ?он?зац?? ма? бути обумовлена не рад?оактивн?стю земних пор?д, а ?ншими джерелами[6].

У 1912 роц? В?ктор Гесс п?д час польоту на пов?трян?й кул? п?дняв три високоточн? електрометри Вульфа точност?[2] на висоту 5300 метр?в. В?н виявив, що швидк?сть ?он?зац?? зб?льшилася приблизно вчетверо пор?вняно з ?? значенням на поверхн? земл?[2]. Гесс виключив Сонце як джерело випром?нювання, зд?йснивши п?дйом пов?тряно? кул? п?д час майже повного затемнення. Гесс спостер?гав зростання рад?ац?? з висотою[2] ? д?йшов висновку, що ?результати спостережень найкраще пояснюються припущенням, що випром?нювання дуже високо? проникаючо? здатност? потрапля? в атмосферу згори?[7]. У 1913–1914 роках Вернер Колгорстер п?дтвердив попередн? результати В?ктора Гесса, вим?рявши п?двищення ?он?зац?? на висот? 9?км[8][9].

У 1936 роц? за сво? в?дкриття Гесс отримав Нобел?вську прем?ю з ф?зики[10][11].

?дентиф?кац?я

ред.

Бруно Росс? написав, що:

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

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

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

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

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

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

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

Розпод?л енерг??

ред.

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

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

Склад

ред.
?
Енергетичний спектр косм?чних промен?в.

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

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

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

Якщо мати на уваз? весь енергетичний д?апазон, в якому спостер?гаються косм?чн? промен?, то безумовно, сл?д визнати, що завершена теор?я цього питання в?дсутня. Нав?ть в в?дношенн? походження Галактичних Косм?чних Промен?в навряд чи в наш час можна претендувати на б?льше, н?ж створення розумних моделей як? б пояснювали найб?льш сутт?в? факти. До таких сл?д в?днести в першу чергу, величину густини енерг?? косм?чних промен?в ~10-12 ерг/см3, а також степеневу форму енергетичного спектру, яка не зазна? яких-небудь р?зких зм?н аж до енерг?? ~3·1015 еВ, де показник диференц?ального енергетичного спектру вс?х частинок м?ня?ться з -2.7 на -3.1. Вимоги до енергетично? потужност? джерел, генеруючих косм?чн? промен?, досить висок?, так що звичайн? зор? Галактики не можуть ?м задовольняти. Однак така потужн?сть може бути отримана внасл?док вибуху надново?. Якщо п?д час вибуху вид?ля?ться енерг?я ~1051 ерг, а вибухи в?дбуваються з частотою 1 раз в 30-100 рок?в, то потужн?сть, яка генеру?ться при вибухах наднових, склада? ~1042 ерг/см3 ? для забезпечення необх?дно? потужност? косм?чних промен?в достатньо лиш дек?лькох процент?в енерг?? спалаху. Питання про формування спостережного енергетичного спектра косм?чних промен?в далеко не трив?альний. Необх?дно передати макроскоп?чну енерг?ю намагн?чено? плазми (оболонки надново? яка розширя?ться) ?ндив?дуальним зарядженим частинкам, забезпечуючи при цьому такий розпод?л енерг??, який сутт?вим образом в?др?зня?ться в?д теплового. Найб?льш в?рог?дним механ?змом прискорення косм?чних промен?в до енерг?? ~1015 еВ, а, можливо ? вище, представля?ться наступник. Рух скинуто? при вибус? оболонки породжу? в оточуючому м?жзоряному середовищ? ударну хвилю. Диффуз?йний розпод?л заряджений частинок, захоплених в процес прискорення, дозволя? ?м багатократно перетинати фронт ударно? хвил?. Кожна пара посл?довних перетин?в зб?льшу? енерг?ю частинки пропорц?йно вже досягнут?й енерг?? (механ?зм, запропонований Ферм?), що ? призводить до пришвидшення косм?чних промен?в. По м?р? зб?льшення числа перетин?в фронту ударно? хвил? росте ? ?мов?рн?сть покинути область прискорення, так що к?льк?сть частинок пада? по м?р? росту енерг?? приблизно степеневим чином. Прискорення виявля?ться досить ефективним, а спектр пришвидшених частинок жорстким ~Е?2 аж до ~Еmax?— максимально допустим?й енерг?? пришвидшених частинок. Ранн? припущення про походження косм?чних промен?в датуються 1934 роком, коли Фр?ц Цв?кк? та Вальтер Бааде запропонували ?дею виникнення косм?чних промен?в, як результат процес?в у наднових.[12] А у 1948 роц?, Хорес Бебкок припустив, що зм?нн? магн?тн? зор? теж можуть бути джерелом косм?чних промен?в.[13] Згодом, Й. Сек?до та ?н., ?дентиф?кували Крабопод?бну туманн?сть як джерело косм?чних промен?в.[14] З тих п?р, почала з'являтись велика к?льк?сть р?зноман?тних потенц?йних джерел косм?чних промен?в, в тому числ? наднов?, активн? ядра галактик, квазари та гамма-спалахи.[15] Наступн? експерименти допомогли визначити джерела косм?чних промен?в з б?льшою достов?рн?стю. У 2009 роц?, у статт? представлен?й вченими з обсерватор?? П'?ра Оже на М?жнародн?й Конференц?? Косм?чних Промен?в, було показано, що косм?чн? промен? надвисоких енерг?й зароджуються в област? неба, дуже близьк?й до рад?огалактики Кентавр А, хоча автори спец?ально зазначили, що для безумовного п?дтвердження Кентавр А, як джерела косм?чних промен?в, необх?дн? подальш? досл?дження.[16] Однак не було знайдено н?яко? кореляц?? м?ж частотою гамма-спалах?в ? косм?чними променями, в результат? чого, авторам довелося встановити нижню межу енерг?? косм?чних промен?в з гамма-спалах?в до 3,4?×?10?6 ерг см?2, на пот?к в?д 1 Гев до 1 Тев.[17] У 2009 роц? наднов?, як заявили досл?дники, були скут? в?дкриттям зробленим групою вчених з використанням даних з Дуже Великого Телескопа.[18] Однак, цей анал?з був спростований даними з детектора PAMELA, як? продемонстрували що ?спектральн? форми (ядер водню ? гел?ю) р?зн?, ? не можуть достов?рно описуватись ?диним законом?, що в свою чергу передбача? б?льш складний процес утворення косм?чних промен?в.[19] Проте, у лютому 2013, спостереження нейтрального розпаду п?он?в на основ? анал?зу даних з телескопу Fermi, показали що наднов? д?йсно були джерелом косм?чних промен?в, причому кожен вибух продуку? приблизно 3 × 1042?— 3 × 1043 Дж косм?чних промен?в. Однак наднов? не вир?шують повн?стю питання про походження косм?чних промен?в, ? нав?ть питання про ?хн?й внесок у загальну к?льк?сть косм?чних промен?в, не може бути вир?шене без подальших досл?джень в цьому напрямку.[20]

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

ред.

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

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

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

Косм?чн? промен? на земн?й поверхн?

ред.

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

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

Поширення косм?чних промен?в у Галактиц?

ред.

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

Джерела косм?чних промен?в

ред.

У 1934 роц?, Бааде та Цв?кк? запропонували в якост? джерел косм?чних промен?в наднов? зор?[21]. У 1948 роц? Горес Бебкок припустив, що джерелом косм?чних промен?в можуть бут? магн?тн? зм?нн? зор?[22]. Згодом Сек?до та ?н. (1951) визначили Крабопод?бну туманн?сть як джерело косм?чних промен?в[23]. П?сля цього в якост? потенц?йних джерел косм?чних промен?в висували наднов? зор?, активн? ядра галактик, квазари та гамма-спалахи[24].

Першим механ?зм прискорення частинок в ударн?й хвил? був запропонований Жакко В?нком у 2004 роц?. В?н оснований на спостереженнях за залишком надново?, в?домо? як Касс?опея А ? названий "прискоренням на фронт? ударно? хвил?". Протони розс?юються на магн?тних полях, що переносять фронти ударних хвиль. Через хаотичн? направлен?сть ? напружен?сть магн?тного поля кут розс?ювання сильно зм?нний у час?, ? тому при розс?юванн? у магн?тному пол? внутр?шнього ударного фронту протон може прискорюватися. На зовн?шньому фронт? хвил? його може розс?яти назад, щоб прискорити його на внутр?шньому фронт? знову. За допомогою цього механ?зму заряджен? частинки можуть бути прискорен? до енерг?й спостережних косм?чних промен?в. Механ?зм активно використову?ться ? дос? як основний для пояснення утворення косм?чних промен?в у наднових, а також у активних ядрах галактик.[25]

У 2009 роц? на основ? спостережень на Дуже великому телескоп? групою вчених на чол? ?з Евел?н Хелдер була створена модель прискорення частинок при вибухах наднових. Така модель була основана на спостереженнях за залишком надново? RCW 86. Зоря вибухнула на в?дстан? приблизно 8200 св?тлових рок?в у 185 роц? нашо? ери, записи про не? були зроблен? китайськими астрономами. Вчен? вим?рювали температуру та швидк?сть руху газу за ударною хвилею, створеною вибухом з?рки. Вони виявили, що газ при 30 м?льйон?в К був мав значно меншу швидк?сть, н?ж можна було б оч?кувати, враховуючи швидк?сть ударно? хвил?. Був зроблений висновок, що зам?сть того, щоб нагр?вати газ, частина енерг?? надново? спрямовувалася на прискорення частинок до релятив?стських швидкостей.[26]

У 2013 роц?, анал?з даних з телескопу Ферм? з? спостережень залишк?в наднових IC 433 ? W44 показав, що частина енерг?? д?йсно йде на розг?н частинок, причому кожний вибух надново? спричиню? до 3×1043 Дж косм?чних промен?в, що становить близько 0,1% в?д загально? енерг?? спалаху. Були пом?чен? характерн? особливост? гамма-спектру, що вказували на розпад п?она, який, у свою чергу, вказу? на високоенергетичн? косм?чн? промен?.[27][28]

Активним джерелом косм?чних промен?в також ? Сонце. Енерг?я таких частинок вар?ю?ться в?д к?лькох кеВ до ГеВ, тод? як найб?льш потужний косм?чний пром?нь[29] мав енерг?ю порядку 1020 еВ, що вище на 11 порядк?в. З ?ншого боку, пот?к ?х значно вищий, так як джерело (Сонце) знаходиться набагато ближче вс?х ?нших джерел. Вважа?ться, що на Сонц? так? частинки генеруються при сонячних спалахах.

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

Також розглядаються активн? ядра галактик (АЯГ) в якост? прискорювач?в частинок. Механ?зм пропону?ться схожий, що ? запропонував В?нк для спалах?в наднових - прискорення частинок у магн?тному пол? в ударн?й хвил?. Результати спостережень на обсерватор?? П'?ра Оже показують, що напрямки прильоту косм?чних промен?в надвисоко? енерг?? сп?вв?дносяться ?з розташуваннями активних галактичних ядер. Д?йсно, висока кореляц?я спостер?галася в робот? 2007 року [30] м?ж розташуваннями АЯГ ? 27-ма найпотужн?шими косм?чними променями, заре?строваних в пер?од м?ж 2004 ? 2007 роками. Однак, оск?льки використовувана кутова кореляц?йна шкала досить велика (3,1 градуси), ц? результати не однозначно визначають походження таких частинок. АЯГ, тим не менш, можуть бути т?сно пов'язаними з фактичними джерелами.

Класиф?кац?я

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

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

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

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

Косм?чн? промен? утворюються в р?зних астроф?зичних процесах. Так? первинн? косм?чн? промен? складаються в основному з протон?в ? альфа-частинок (99%), з невеликою к?льк?стю важчих ядер (≈1%) ? надзвичайно малою часткою позитрон?в ? антипротон?в[31]. Вторинн? косм?чн? промен? спричинен? розпадом первинних косм?чних промен?в п?д час ?хньо? вза?мод?? з атмосферою ? складаються з фотон?в, протон?в, нейтрон?в, електрон?в, позитрон?в, мюон?в, п?он?в та ?нших частинок. Причому, позитрони, мюони ? п?они були вперше виявлен? саме в косм?чних променях.

Первинн? косм?чн? промен?

ред.

Первинн? косм?чн? промен? здеб?льшого походять з-за меж Сонячно? системи, а ?нод? нав?ть з-за меж Чумацького Шляху. Коли вони вза?мод?ють з атмосферою Земл?, вони утворюють вторинн? частинки. Масова частка ядер гел?ю в косм?чних променях (28%) близька до первинно? поширеност? гел?ю у Всесв?т? (24%)[32]. В менших к?лькостях в косм?чних променях зустр?чаються ? важч? ядра, зван? HZE-?онами. Через високий заряд ? масу HZE-?он?в ?хн?й внесок у дозу опром?нення космонавта в космос? ? значним, нав?ть незважаючи на те, що ?х в?дносно мало. Частка л?т?ю, берил?ю та бору в косм?чних променях набагато вища, н?ж у Всесв?т? в ц?лому, бо вони утворюються в результат? реакц?й сколювання - вибивання кластер?в частинок з ядер вуглецю та кисню п?д час ?х з?ткнення з м?жзоряною речовиною. Сколювання також в?дпов?да? за велику к?льк?сть ?он?в сканд?ю, титану, ванад?ю та марганцю в косм?чних променях, як? утворюються в результат? з?ткнень ядер зал?за та н?келю з м?жзоряною речовиною[33]. Елементний склад косм?чних промен?в залежить в?д енерг??, ? на найвищих енерг?ях частка важких ядер може зростати.

В первинних косм?чних променях також наявн? античастинки,?— позитрони ? антипротони,?— хоч ?хня к?льк?сть ? менша за 1% в?д загально? к?лькост? частинок. За даними Магн?тного альфа-спектрометра на борту М?жнародно? косм?чно? станц??, на енерг?ях до 500?ГеВ позитрон?в в косм?чних променях приблизно в 5 раз?в менше, н?ж електрон?в, а на вищих енерг?ях частка позитрон?в ще менша[34][35][36]. Антипротони косм?чних промен?в мають набагато вищу середню енерг?ю, н?ж протони[37]. Складн? атомн? ядра антиматер?? в косм?чних променях не спостер?гались, ? вим?ряно, що к?льк?сть антигел?ю становить не б?льше 1.1 × 10?6 в?д к?лькост? гел?ю[38].

Вторинн? косм?чн? промен?

ред.

Коли косм?чн? промен? потрапляють в атмосферу Земл?, вони стикаються з атомами, головним чином з киснем та азотом. Це породжу? каскад легших частинок, так звану атмосферну зливу вторинних косм?чних промен?в, яка включа? рентген?вськ? промен?, протони, альфа-частинки, п?они, мюони, електрони, нейтрино та нейтрони[39]. Ус? вторинн? частинки, що утворюються в результат? з?ткнення, рухаються по тра?ктор?ях, як? можуть в?дхилятись в?д початкового шляху первинно? частинки на величину порядку одного градуса.

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

Методи детектування

ред.

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

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

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

?
Масив ВЕР?ТАС пов?тряного Черенковского телескопа.

Пряме детектування

ред.

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

Один з метод?в використову? п?дн?ту на пов?трян?й кул? стопку тонких пол?крбонатних аркуш?в. Проходження косм?чних промен?в виклика? розрив х?м?чних зв’язк?в або ?он?зац?ю в пол?карбонат?, яку пот?м проявляють травленням аркуш?в розчином г?дроксиду натр?ю. На шляху проходження частинки виявляються ямки травлення, як? вим?рюються п?д потужним м?кроскопом. Залежн?сть глибини проявлено? ямки травлення в?д номеру аркуша дозволя? робити висновки про параметри частинок, як? викликали ?он?зац?ю[40].

Непряме детектування

ред.

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

Перший метод виявлення назива?ться пов?тряним телескопом Черенкова, призначений для виявлення низько енергетичних (<200 ГеВ) косм?чних промен?в за допомогою анал?зу ?х Черенковського випром?нювання, який передбача? досл?дження гамма-промен?в, що випром?нювались з швидк?стю б?льшою н?ж швидк?сть св?тла у ?х середн?й атмосфер?[41]. У той же час, ц? телескопи надзвичайно добре розр?зняють фонове випром?нювання ? косм?чн? промен?. ?хн?м недол?ком ? те, що вони можуть функц?онувати т?льки в ясн? ноч?, коли не св?тить М?сяць, ? мають дуже невелик? поля зору ? активн? т?льки протягом дек?лькох в?дсотк?в часу. ?нший телескоп Черенкова використову? воду як середовище, через яку частинки проходять ? виробляють випром?нювання.

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

Ще один метод виявля? св?тло в?д флуоресценц?? атом?в азоту, що рухаються по атмосфер?. Цей метод ? найб?льш точним для косм?чних промен?в з найвищими енерг?ями[42]. Цей метод потребу? ясних ночей.

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

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

ред.
?
Дзеркало одного з детектор?в VERITAS

Наземн?:

На пов?тряних кулях:

?
Магн?тний альфа-спектрометр, встановлений на МКС

Косм?чн?:

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

Прояви косм?чних промен?в

ред.

Зм?ни х?м?чного складу атмосфери

ред.

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

n + 14N → p + 14C

Майже стала концентрац?я вуглецю-14 в атмосфер? Земл? використову?ться для рад?овуглецевого датування[43].

Можливий фактор масового вимирання

ред.

К?лька досл?джень д?йшли висновку, що розташована недалеко в?з Сонячно? системи наднова або сер?я наднових спричинили масове вимирання морсько? мегафауни в пл?оцен? через п?двищення рад?ац?? до небезпечного для тварин р?вня[44][45][46].

Джерела

ред.
  1. Christian, Eric. Are cosmic rays electromagnetic radiation?. NASA. Арх?в ориг?налу за 31 травня 2000. Процитовано 11 грудня 2012.
  2. а б в г Nobel Prize in Physics 1936 – Presentation Speech. Nobelprize.org. 10 грудня 1936. Процитовано 27 лютого 2013.
  3. Malley, Marjorie C. (25 серпня 2011). Radioactivity: A History of a Mysterious Science. Oxford University Press. с.?78—79. ISBN?9780199766413.
  4. North, John (15 липня 2008). Cosmos: An Illustrated History of Astronomy and Cosmology. University of Chicago Press. с.?686. ISBN?9780226594415.
  5. Wulf, Theodor (1910). Beobachtungen über die Strahlung hoher Durchdringungsf?higkeit auf dem Eiffelturm [Observations of radiation of high penetration power at the Eiffel tower]. Physikalische Zeitschrift (н?м.). 11: 811—813.
  6. Pacini, D. (1912). La radiazione penetrante alla superficie ed in seno alle acque. Il Nuovo Cimento. 3 (1): 93—100. arXiv:1002.1810. Bibcode:1912NCim....3...93P. doi:10.1007/BF02957440.: Translated with commentary in de Angelis, A. (2010). Penetrating Radiation at the Surface of and in Water. Il Nuovo Cimento. 3 (1): 93—100. arXiv:1002.1810. Bibcode:1912NCim....3...93P. doi:10.1007/BF02957440.
  7. Hess, V.F. (1912). über Beobachtungen der durchdringenden Strahlung bei sieben Freiballonfahrten [On observations of penetrating radiation during seven free balloon flights]. Physikalische Zeitschrift. 13: 1084—1091. arXiv:1808.02927.
  8. Kolh?rster, Werner (1913). Messungen der durchdringenden Strahlung im Freiballon in gr??eren H?hen [Measurements of the penetrating radiation in a free balloon at high altitudes]. Physikalische Zeitschrift (German) . 14: 1153—1156.
  9. Kolh?rster, W. (1914). Messungen der durchdringenden Strahlungen bis in H?hen von 9300 m. [Measurements of the penetrating radiation up to heights of 9300 m.]. Verhandlungen der Deutschen Physikalischen Gesellschaft (German) . 16: 719—721.
  10. Hess, V.F. (1936). The Nobel Prize in Physics 1936. The Nobel Foundation. Процитовано 11 лютого 2010.
  11. Hess, V.F. (1936). Unsolved Problems in Physics: Tasks for the Immediate Future in Cosmic Ray Studies. Nobel Lectures. The Nobel Foundation. Процитовано 11 лютого 2010.
  12. Baade, W.; Zwicky, F. (1934). Cosmic Rays from Super-novae. Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. National Academy of Sciences. 20 (5): 259—263. Bibcode:1934PNAS...20..259B. doi:10.1073/pnas.20.5.259. JSTOR?86841.
  13. Babcock, H. (1948). Magnetic Variable Stars as Sources of Cosmic Rays. Physical Review. 74 (4): 489. Bibcode:1948PhRv...74..489B. doi:10.1103/PhysRev.74.489.
  14. Sekido, Y.; Masuda, T.; Yoshida, S.; Wada, M. (1951). The Crab Nebula as an Observed Point Source of Cosmic Rays. Physical Review. 83 (3): 658—659. Bibcode:1951PhRv...83..658S. doi:10.1103/PhysRev.83.658.2.
  15. Gibb, Meredith (3 лютого 2010). Cosmic Rays. Imagine the Universe. NASA Goddard Space Flight Center. Арх?в ориг?налу за 28 жовтня 2012. Процитовано 17 березня 2013.
  16. Hague, J. D. (July 2009). Correlation of the Highest Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects in Pierre Auger Observatory Data (PDF). Proceedings of the 31st ICRC, ?ód? 2009. International Cosmic Ray Conference. ?ód?, Poland. с.?6—9. Арх?в ориг?налу (PDF) за 28 травня 2013. Процитовано 17 березня 2013.
  17. Hague, J. D. (July 2009). Correlation of the Highest Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects in Pierre Auger Observatory Data (PDF). Proceedings of the 31st ICRC, ?ód?, Poland 2009 - International Cosmic Ray Conference: 36—39. Арх?в ориг?налу (PDF) за 28 травня 2013. Процитовано 17 березня 2013.
  18. Moskowitz, Clara (25 червня 2009). Source of Cosmic Rays Pinned Down. Space.com. TechMediaNetwork. Арх?в ориг?налу за 21 березня 2013. Процитовано 20 березня 2013.
  19. Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bonechi, L.; Bongi, M.; Bonvicini, V.; Borisov, S.; Bottai, S.; Bruno, A.; Cafagna, F.; Campana, D.; Carbone, R.; Carlson, P.; Casolino, M.; Castellini, G.; Consiglio, L.; De Pascale, M. P.; De Santis, C.; De Simone, N.; Di Felice, V.; Galper, A. M.; Gillard, W.; Grishantseva, L.; Jerse, G.; Karelin, A. V.; Koldashov, S. V.; Krutkov, S. Y. (2011). PAMELA Measurements of Cosmic-Ray Proton and Helium Spectra. Science. 332 (6025): 69—72. arXiv:1103.4055. Bibcode:2011Sci...332...69A. doi:10.1126/science.1199172. PMID?21385721.
  20. Jha, Alok (14 лютого 2013). Cosmic ray mystery solved. The Guardian. Guardian News and Media Limited. Арх?в ориг?налу за 17 листопада 2013. Процитовано 21 березня 2013.
  21. Baade, W.; Zwicky, F. (1934). Cosmic rays from super-novae. Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. 20 (5): 259—263. Bibcode:1934PNAS...20..259B. doi:10.1073/pnas.20.5.259. JSTOR?86841. PMC?1076396. PMID?16587882.
  22. Babcock, H. (1948). Magnetic variable stars as sources of cosmic rays. Physical Review. 74 (4): 489. Bibcode:1948PhRv...74..489B. doi:10.1103/PhysRev.74.489.
  23. Sekido, Y.; Masuda, T.; Yoshida, S.; Wada, M. (1951). The Crab Nebula as an observed point source of cosmic rays. Physical Review. 83 (3): 658—659. Bibcode:1951PhRv...83..658S. doi:10.1103/PhysRev.83.658.2.
  24. Gibb, Meredith (3 лютого 2010). Cosmic rays. Imagine the Universe. NASA Goddard Space Flight Center. Процитовано 17 березня 2013.
  25. Vink, Jacco (2004-01). Shocks and particle acceleration in supernova remnants: observational features. Advances in Space Research (англ.). Т.?33, №?4. с.?356—365. doi:10.1016/j.asr.2003.05.012. Арх?в ориг?налу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.
  26. Science, Clara Moskowitz 2025-08-07T18:18:00Z; Astronomy. Source of Cosmic Rays Pinned Down. Space.com (англ.). Арх?в ориг?налу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.
  27. Science: Evidence Shows That Cosmic Rays Come From Exploding Stars. American Association for the Advancement of Science (англ.). Арх?в ориг?налу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.
  28. Ackermann, M.; Ajello, M.; Allafort, A.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; Baring, M. G.; Bastieri, D.; Bechtol, K. (15 лютого 2013). Detection of the Characteristic Pion-Decay Signature in Supernova Remnants. Science (англ.). Т.?339, №?6121. с.?807—811. doi:10.1126/science.1231160. ISSN?0036-8075. Процитовано 4 грудня 2019.
  29. Ultrahigh-Energy Cosmic Rays Traced to Hotspot. Quanta Magazine. Арх?в ориг?налу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.
  30. The Pierre Auger Collaboration; Abraham, J.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Aguirre, C.; Allard, D.; Allekotte, I.; Allen, J.; Allison, P. (9 листопада 2007). Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects. Science (англ.). Т.?318, №?5852. с.?938—943. doi:10.1126/science.1151124. ISSN?0036-8075. Процитовано 4 грудня 2019.
  31. What are cosmic rays?. NASA. Арх?в ориг?налу за 28 жовтня 2012. Процитовано 31 жовтня 2012.mirror copy, also archived. Арх?в ориг?налу за 4 березня 2016.
  32. Mewaldt, Richard A. (1996). Cosmic Rays. California Institute of Technology. Арх?в ориг?налу за 30 серпня 2009. Процитовано 26 грудня 2012.
  33. Koch, L.; Engelmann, J. J.; Goret, P.; Juliusson, E.; Petrou, N.; Rio, Y.; Soutoul, A.; Byrnak, B.; Lund, N. (October 1981). The relative abundances of the elements scandium to manganese in relativistic cosmic rays and the possible radioactive decay of manganese 54. Astronomy and Astrophysics. 102 (11): L9. Bibcode:1981A&A...102L...9K.
  34. Accardo, L. та ?н. (18 вересня 2014). High statistics measurement of the positron fraction in primary cosmic rays of 0.5–500?GeV with the alpha magnetic spectrometer on the International Space Station (PDF). Physical Review Letters. 113 (12): 121101. Bibcode:2014PhRvL.113l1101A. doi:10.1103/PhysRevLett.113.121101. PMID?25279616. Арх?в (PDF) ориг?налу за 17 жовтня 2014.
  35. Schirber, Michael (2014). Synopsis: More dark matter hints from cosmic rays?. Physical Review Letters. 113 (12): 121102. arXiv:1701.07305. Bibcode:2014PhRvL.113l1102A. doi:10.1103/PhysRevLett.113.121102. PMID?25279617.
  36. New results from the Alpha Magnetic$Spectrometer on the International Space Station (PDF). AMS-02 at NASA. Арх?в (PDF) ориг?налу за 23 вересня 2014. Процитовано 21 вересня 2014.
  37. Moskalenko, I.V.; Strong, A.W.; Ormes, J.F.; Potgieter, M.S. (January 2002). Secondary antiprotons and propagation of cosmic rays in the Galaxy and heliosphere. The Astrophysical Journal. 565 (1): 280—296. arXiv:astro-ph/0106567. Bibcode:2002ApJ...565..280M. doi:10.1086/324402.
  38. Aguilar, M.; Alcaraz, J.; Allaby, J.; Alpat, B.; Ambrosi, G.; Anderhub, H. та ?н. (August 2002). The Alpha Magnetic Spectrometer (AMS) on the International Space Station: Part?I – Results from the test flight on the space shuttle. Physics Reports. 366 (6): 331—405. Bibcode:2002PhR...366..331A. doi:10.1016/S0370-1573(02)00013-3.
  39. Morison, Ian (2008). Introduction to Astronomy and Cosmology. John Wiley & Sons. с.?198. Bibcode:2008iac..book.....M. ISBN?978-0-470-03333-3.
  40. R.L. Fleischer; P.B. Price; R.M. Walker (1975). Nuclear tracks in solids: Principles and applications. University of California Press.
  41. Physics Division | The Milagro Gamma-Ray Observatory | Los Alamos National Laboratory. web.archive.org. 5 березня 2013. Арх?в ориг?налу за 5 березня 2013. Процитовано 9 грудня 2019.
  42. Letessier-Selvon, Antoine; Stanev, Todor (2011-07). Ultrahigh energy cosmic rays. RvMP (англ.). Т.?83, №?3. с.?907—942. doi:10.1103/RevModPhys.83.907. ISSN?0034-6861. Арх?в ориг?налу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
  43. Trumbore, Susan (2000). J. S. Noller (ред.). Quaternary Geochronology: Methods and Applications. Washington, D.C.: American Geophysical Union. с.?41—59. ISBN?978-0-87590-950-9. Арх?в ориг?налу за 21 травня 2013. Процитовано 28 жовтня 2011.
  44. Melott, Adrian L.; Marinho, F.; Paulucci, L. (2019). Muon Radiation Dose and Marine Megafaunal Extinction at the end-Pliocene Supernova. Astrobiology. 19 (6): 825—830. arXiv:1712.09367. doi:10.1089/ast.2018.1902. PMID?30481053.
  45. Benitez, Narciso та ?н. (2002). Evidence for Nearby Supernova Explosions. Physical Review Letters. 88 (8): 081101. arXiv:astro-ph/0201018. Bibcode:2002PhRvL..88h1101B. doi:10.1103/PhysRevLett.88.081101. PMID?11863949.
  46. Fimiani, L.; Cook, D. L.; Faestermann, T.; Gómez-Guzmán, J. M.; Hain, K.; Herzog, G.; Knie, K.; Korschinek, G.; Ludwig, P. (2016). Interstellar 60Fe on the Surface of the Moon. Physical Review Letters. 116 (15): 151104. Bibcode:2016PhRvL.116o1104F. doi:10.1103/PhysRevLett.116.151104. PMID?27127953.
阴道流黄色分泌物是什么原因 胆固醇高有什么危害 1993属什么生肖 梦见死去的亲人又活了是什么意思 巴基斯坦讲什么语言
姐姐家的孩子叫什么 炸了是什么意思 68岁属什么生肖 气胸是什么意思 脚汗多是什么原因
唐朝什么时候灭亡的 妇科支原体感染吃什么药 斑秃是什么原因 夏天容易出汗是什么原因 喝红枣水有什么好处和坏处
喝什么最容易减肥 什么时候艾灸最好 黄花胶是什么鱼的胶 过敏性鼻炎吃什么药好的快 属龙的本命佛是什么佛
为什么要努力读书hcv8jop2ns2r.cn 子宫内膜是什么hcv8jop7ns7r.cn 能屈能伸是什么生肖hcv7jop5ns0r.cn prawn是什么意思0297y7.com 女人腰酸背痛是什么病hcv9jop1ns9r.cn
梦见和女儿吵架是什么意思hcv9jop0ns8r.cn 111是什么意思hcv8jop9ns6r.cn 路冲是什么意思hkuteam.com 碳酸盐是什么hcv9jop2ns3r.cn 慵懒是什么意思hcv7jop4ns6r.cn
鹦鹉拉稀吃什么药imcecn.com 什么人不宜吃海参hcv8jop8ns8r.cn 农字五行属什么shenchushe.com 维生素b2有什么作用和功效cl108k.com 勇敢的生肖是什么生肖creativexi.com
爱的意义是什么hcv8jop0ns8r.cn pe材质是什么hcv8jop4ns1r.cn 中医心脉受损什么意思hcv8jop8ns0r.cn 心悸是什么症状hcv8jop4ns8r.cn 为什么身上痒一抓就起疙瘩hcv9jop5ns9r.cn
百度