Галактикалық ғарыштық сәулелер және тым жаңаның қалдықтары

Жер бетінде тұрақты түрде анықталған ғарыштық сәулелер 1015 - 1018 эВ-қа дейін төмендеген кезде, біздің Галактикадағы көздерден келеді . Бұл күн мен күн тәріздес жұлдыздарының Жерді анықтауға мүмкіндік беретін бөлшектердің энергиясынүдетуі, ал одан жоғары энергиялы ғарыштық сәулелер біздің Галактикамызбен шектелмейтіні анықталады. Жер бетінде тіркелген ғарыштық сәулелердегі әртүрлі элементтердің өлшенген көпшілігі галактикалық екенін дәлелдейді. Ықтимал үдетілу аймақтары – тым жаңа және олардың қалдықтары.

Ғарыштық сәулелер шыққан аймақтарды анықтау оңай емес, себебі зарядталған бөлшектер тік бағытта таралмайды. Біз жұлдыздарды жарықтандырып, олардың жарықтары аспандағы бағдардан келеді. 1010 эВ (10 ГэВ) дейін энергияны ғарыштық сәулелер күннің арасынан планетааралық магнит өрісінің жолдары арқылы жүретінін білеміз. Бірақ ғарыштық сәулелердің үздіксіз ағыны 1019 эВ ейін аспанға кез келген бағытта Жерге келеді. Себебі зарядталған бөлшектер біздің Галактикадағы турбулентті магнит өрісі сызықтарымен жүреді. Магнит өрісі бөлшектерді бағыттағандықтан, турбулентті өрістің тұрақты өзгеретін бағыты бөлшектердің қозғалыс бағытын үздіксіз өзгертеді. Нәтижесінде ғарыштық сәулелер шашыраңқы, мысалы, ыстық газдағы молекулалар сияқты, олардың бастапқы қозғалыс бағыты нейтронды монитордың өлшеулерімен байланысты бөлшектер энергияларынан толығымен жуылады.

Ең күшті ғарыштық сәулелердегі 1020 эВ-қа қарағанда, Күннің ең қуатты бөлшектерінің қарапайым энергияларын ескере отырып, ғарыштық сәулелердің көбісі күн сияқты қалыпты жұлдыздарда үдетіле алмайтындығы анық. Кейбір ерекше жағдайларда, энергияның көп мөлшерін шығаратын оқиғалар жоғары қуатты ғарыштық сәулелердің пайда болуында болуы керек.

Бұл бетте біз жердегі нейтронды мониторлармен байқалатын энергиялармен шектеліп, ғаламдық ғарыш сәулелерін талқылаймыз. Галактикалық ғарыштық сәулелер нейтронды мониторлармен бақыланатын энергиялардан жоғары энергиялы бола алады. Қазіргі уақытта 1015 эВ-қа дейінгі протондар, сондай-ақ мыңдаған есе жоғары энергиялы иондар біздің Галактикамызда туындайды деп ойлаймыз.

Ғарыштық сәулелер одан да жоғары энергиялары - бұл қазіргі заманға сай жаңа құралдармен қаралатын өте қызықты тақырып. Қосымша ақпаратты, мысалы, Auger және TAL телескоптық кооперациялар веб-сайттарынан табуға болады.

Ғарыштық сәулелер қай жерде жеделдетіледі?

Жоғарыда айтылғандай, энергияларға 10 ГэВ-қа дейін энергиясы бөлшектерінің күн арқылы үдетілуі байқалды, бірақ бұл сирек кездеседі. Жердегі ғарыштық сәулелердің әсері тұрақты. Сондықтан ғарыштық сәулелердің көбісі Күннен немесе күн тәріздес жұлдыздарынан келмейді.

Элементтердің алуан-түрлілігінің негіздері

Көптеген ғарыштық сәулелер бізге кейбір қашықтықтан келу себебі ғарыштық сәулелердегі әртүрлі химиялық элементтердің көптігінің салдары деп санауға тағы бір себеп бар.

Бұл суретте http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cosmic_rays.html Жерге жақын жер серіктерімен өлшенген ғарыштық сәулелердің саны (көк сызық) күн жүйесіндегі элементтердің орташа санымен салыстырады (қызыл жолақтар). Көлденең ось ядродағы протондардың санын береді және диаграмманың үстіңгі жағында тиісті химиялық элементтің белгісі байқалады. Көптеген Si (100-ге жуық жердегі молшылық) туралы айтылады: Si (14 протон) бір ядросының ішінде он мыңнан астам H (1 протон) және бір Fe (26 протон) ядролары бар.

Көптеген элементтер үшін ғарыштық сәулелердегі салыстырмалы молшылықтар мен күн жүйесінің орташа күн сәулелері ұқсас. Бұл ғарыштық сәулелер күн жүйесінен келеді дегенді білдірмейді, өйткені күн жүйесі көптеген нәрселер біздің Галактикада және басқалардағы жалпы элементтік молшылыққа ұқсас. Бірақ айырмашылықтар да бар: жеңіл ядролардың сутегі (H) және гелий (He) ғарыштық сәулелерде күн жүйесінен гөрі аз болып келеді, бұл үдеу үрдісінің салдары болуы мүмкін. Элементтердің екі тобы ғарыштық сәулелерге қарағанда әлдеқайда көп: жарық элементтері литий (Li), бериллий (Be) және бор (B), 3-тен 5-ге дейінгі протондар және ауыр элементтер 21-ден 25 протон (Scandium Sc, titanium Ti, vanadium V, хром Cr, марганец Mn).

Неліктен бұл бөлшектердің ғарыштық ортаға қарағанда, ғарыштық сәулелерде әлдеқайда көп болуы мүмкін? Екі топ үшін де жеңіл элементтер, Fe және басқа ауыр элементтер тобына арналған басқа элементтер үшін C, N, O шамалы элементтер бар. Бұл ғарыштық сәулелердегі асқынулардың түсіндірілуін білдіреді: ғарыштық сәуленің Li-В және Sc-Mn ядроларының негізгі бөлігі алғашқыда жеделдетілген бөлігі емес, бірақ бастапқыда жеделдетілген бөлшектердің жұлдызаралық кеңістікте ядролармен соқтығысқан кездегі бөліктері. Соқтығысулар ауыр ядроларды жойып, энергетикалық қалдықтарды - ғарыштық сәулелер түрлерінің көптігін құрайды. Бұл түсінік, өз кезегінде ғарыштық сәулелердің өздерінің көздерінен біз үшін ең аз көлемдегі заттардың өтіп кетуін талап етеді және біз олардың жасын және жол аралығын шығара аламыз: ғарыштық сәулелердің әрқайсысы үшін сапар шеккен қашықтық бірдей емес, бірақ орта есеппен біздің Галактикамыздан асып түседі. Ғарыштық сәулелер турбулентті галактикалық магнит өрістерінде күрделі траекториядан өтетінін ескере отырып, бұл нәтиже ғарыштық сәулелердің протондарының шыққан жеріне 1015 эВ дейін және біздің Галактикамыздағы иондардың 1018 эВ дейінгі энергияларға сәйкес келеді.

Сверхнова және соққы толқындары

Сондықтан Ғарыштық сәулелердің шығу тегі туралы білу үшін біздің Галактикамызда зорлы-зомбыланған оқиғаларын іздестіруіміз керек. Біздің Галактикамызға энергияны босатудың шеткі жағдайы - супернова: ол өмірінің соңында массивтік жұлдыздың интерьеріндегі ядролық синтез арқылы тепе-теңдігін және энергия генерациясын сақтап қалу құралы болмаған кезде жарылады. Мұндай жұлдыздың ядросы жарылыс кезінде, бірнеше күн газы бар сыртқы қабаттары жұлдызаралық кеңістікте үлкен жылдамдықпен массасын шығарады. Жердің атмосферасындағы дыбыссыз ұшақ секілді, заттың күшті қозғалысы соққы толқынын тудырады. Ионизацияланған газ соққы толқындарында зарядталған бөлшектердің тиімді үдеткіші деп саналады. Супернова шоқтары бірнеше мың км/с бастапқы жылдамдығына ие. Олар он мыңдаған жылдар бойы баяулайды.

Бүгінгі күні біз алыс немесе жақын алыста жарылған сверхновалардың қалдықтарын көре аламыз. Мысалы, 1006 жылы супернованың қалдықтары, ол бірнеше апта бойы жарқын болды және бақылаушыларға «жаңа» жұлдыз ретінде көрінді. Осы жұлдыздың орнында бүгінгі күні суреттегі екі сұр сұрыпты суретте ұсынылған шамамен бір сфералық тұмандылық (кері түсті шкала: қараңғы көлеңкесі жарқын эмиссияны көрсетеді). Байқау радиожиілік бойынша (843 МГц) және рентген сәулелерімен (қарасаңыз: http://w0.sao.ru/cats/~satr/SNR/snr_map.html).

Сверхнованың қалдықтары атмосфералық жұлдызаралық ортада таралатын шок толқыны айналасында қызған газ (X сәулелері) және жоғары энергиялы электрондар (радиотолқындар және рентген сәулелері) көрсетілген қабық құрылымымен пайда болады. Оң жақта орналасқан түсті сурет әртүрлі оптикалық бейнелермен (сары, қызғылт, ашық көк) және радионосигналды (қызыл) Chandra телескопынан (көк) рентгендік байқауды біріктіретін объектінің жаңа карталарының комбинациясын көрсетеді.http://chandra.harvard.edu/photo/2008/sn1006c/.

Бұл суреттер энергетикалық зарядталған бөлшектер туралы не айтады? Әртүрлі жиілікте байқалған радио радиациясының және рентгендердің бөліктерінің синхротрон сәулесі екенін білеміз. Синкротрон сәулеленуі өте жоғары энергиялы электрондардан немесе магнит өрісінің айналасында айналатын позитрондардан келеді. Бұл радиацияның жиілігі неғұрлым жоғары болса, бөлшектердің энергиясын жоғарылатады. Синхротрон механизмі мен жұлдызаралық магнит өрістер туралы білетінімізден хабардар болсақ, 843 МГц-дегі радиотолқындар шығаратын электрондар бірнеше ГэВ энергиясын (109 eV). эВ) құрайды. Рентген сәулелері - радиоэмисиеге қарағанда әлдеқайда жоғары жиілікте электромагниттік толқындар. Демек, электрондардың немесе позитрондардың энергиясы радио толқындарын шығаратындарға қарағанда әлдеқайда жоғары болуы керек. Рентген сәуле шығару энергиясы 1014 эВ-қа дейін жоғары электрондарды көрсетеді.

Осылайша, суперновоздардың қалдықтары ғарыштық сәулелердің жоғары энергиялы электрондарының айқын көзі болып табылады.Протондар мен ядролар туралы не деуге болады? Өкінішке орай, бізде олар үшін электромагниттік сәулеленуден әлдеқайда аз көрсеткіш бар. Протондар мен ядролар ядролық өзара әрекеттесу арқылы кейбір радиация шығарады. Нағыз қолтаңба - бейтарап пиондарды ыдырайтын гамма-сәулелер. Бейтарап пиондар тұрақсыз бөлшектер болып табылады. Олар жоғары энергиялы протон немесе жұлдызаралық орта ядросына соғылған кезде шығарылады. Бейтарап пион тыныштық жатқан протонға соқтығысқан кезде шамамен 67 МэВ-қа жуық энергиялар көлемімен бірден дерлік гамма-сәулелеріне ыдырайды. Егер ыдырайтын пион үлкен жылдамдықпен қозғалса, сәулелену ТэВ (1012 эВ) диапазонына дейін созылып, әлдеқайда жоғары фотонды энергиясынан көрінеді.

Бірақ бұл шашырау, егер бар болса, энергетикалық электрондардың сәулеленуінің әртүрлі түрлерінде жасырылады. HESS Намибияның телескоп массивтері ғарыш сәулелерінің протондар мен ядролардын әсерімен түсіндірілетін (100 ГэВ) өте жоғары энергетикалық гамма-сәулелерің кең нұрлануын көрген. Пион ыдырауынан гамма-сәулелену спектрін анықтау сонымен қатар жаңа FERMI елескопының басты жобасы болып табылады.

Соққы толқындарында зарядталған бөлшектердің жеделдету

Зарядталған бөлшектерге соққы толқыны допқа арналған теннис ракеткасы секілді әсер етеді: егер ойыншы ракетканы жылдам алға жылжытуымен допты соқса, доп жоғары жылдамдықпен көрінеді, ол допты жылдамдығынан жоғары жылдамдатады.

Бөлшектер соққы толқынында иондалған және магниттелген газдан шағылады, себебі магнит өрісі соққыдан кейін сығылып, күшейеді. Бөлшектің шағылуы Жердің магнитосферасында шағылғанына ұқсас, бұл төмен энергиялы ғарыштық сәулелердің атмосфераға енуіне жол бермейді. Магнитосфера жағдайында зарядталған бөлшектер іс жүзінде тыныштықта тұрған затпен кездеседі. Бөлшекті магнитосфераға бірдей жылдамдықпен шағылады – бұл шағылу теннисші доптың соққысы кезінде ракетканы жылжытпаған мезеттегі тәріздес. Бірақ соққы толқыны статикалық емес. Ол аналық жұлдыздан, жұлдызаралық кеңістікте тарайды. Осы қозғалыстың соқтығыстан кейін, бөлшектер бұрынғыға қарағанда жоғары жылдамдыққа ие болып- зарядталған бөлшектер сверхновая шоғымен кездеседі. Жалғыз соқтығыс энергияны өте көп арттырмайды, бірақ бөлшектер өте көп соққылармен немесе бірнеше рет бірдей шокпен кездессе, ол үлкен энергияға үдетілуі мүмкін. Протондар мен ядролардың ғарыштық сәулелер спектрінің «тізесі» 1015-1018 эВ-қа дейін энергияларға үдетілуі туралы қазіргі идея.

Бөлшектерді жылдамдатуға болатын шекті энергиялар мүмкін уақытқа және ортаның энергиялық бөлшектерді соққыларға кері әсер етуіне байланысты қосымша соққы алуына байланысты. Супернова шоқтары дамып келеді: олар біраз уақыт бойы күшті, бірақ біртіндеп қоршаған жұлдызаралық ортаға таратып, бөлшектерді жеделдетіп, қуатын жоғалтады. Зерттеушілер ғарыштық сәулелердің протондары 1015 эВ -тан жоғары және 1018 эВ-тан жоғары иондар біздің Галактикамызда болмайтын қуатты үдеткішке мұқтаж деп есептейді.

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/topics/snr_group/cosmic_rays.html бөлімін қараңыз.