Крабоподібна туманність, вивчена в променях з різною довжиною хвилі. Блакитний колір - рентгенівські промені (НАСА, рентгенівська обсерваторія Чандра), зелений - оптичний діапазон (НАСА, обсерваторія Хаббл), червоний - інфрачервоне випромінювання (ЄКА, обсерваторія

Установка HESS в Намібії.

Енергетичний спектр гамма-квантів від Краба, виміряний на установці HESS (пряма лінія аппроксимирует цей спектр). Потік гамма-квантів з порогової енергією 1 ТеВ дорівнює (2,26 ± 0,08) x 10 <sup> -11 </ sup> см <sup> -2 </ sup> · з <sup> -1 </ sup >.

Розподіл напрямки приходу гамма-випромінювання з енергією 1-10 ГеВ в галактичних координатах, за даними супутника EGRET.

Детектор частинок обсерваторії П'єр Оже.

Детектор флуоресценції атмосфери: шість телескопів переглядають атмосферу в поле зору 0-30 <sup> про </ sup> по висоті над горизонтом і в поле зору 0-180 <sup> про </ sup> по азимуту.

Карта розташування детекторів обсерваторії П'єр Оже в провінції Мендоса, Аргентина. Точки - детектори частинок.

Космічний детектор ТУС буде спостерігати шал ультрависокої енергії з орбіти Землі.

Експериментальні дані про енергетичний спектр космічних променів в широкому діапазоні енергії первинної частки. Для компактного представлення даних диференціальна інтенсивність потоку частинок помножена на Е3.

Струмінь релятивистского газу, що викидається з еліптичної галактики М87.

Енергетичні спектри гамма-квантів, виміряні на установці HESS: трикутники - від джерела М87, гуртки - від Краба. Потік гамма-квантів з порогової енергією 1 ТеВ дорівнює (2,26 ± 0,08) x 10 <sup> -11 </ sup> см <sup> -2 </ sup> з <sup> - </ sup> 1 .

<

>

Минуло без малого сто років з того моменту, як були відкриті космічні промені - потоки заряджених частинок, що приходять із глибин Всесвіту. З тих пір зроблено багато відкриттів, пов'язаних з космічними випромінюваннями, а й загадок залишається ще чимало. Одна з них, можливо, найбільш інтригуюча: звідки беруться частки з енергією більше 1020 еВ, тобто майже мільярд трильйонів електронвольт, в мільйон разів більшою, ніж буде отримана в найпотужнішому прискорювачі - Великому адронному колайдері LHC? Які сили і поля розганяють частки до таких жахливих енергій?

Космічні промені відкрив в 1912 році австрійський фізик Віктор Гесс. Він був співробітником Радієвий інституту Відня і проводив дослідження іонізованих газів. На той час уже знали, що всі гази (і атмосфера в тому числі) завжди злегка ионизована, що свідчило про присутність радіоактивної речовини (подібного радію) або в складі газу, або поблизу приладу, що вимірює іонізацію, найімовірніше - в земній корі. Досліди з підйомом детектора іонізації на повітряній кулі були задумані для перевірки цього припущення, так як з віддаленням від поверхні землі іонізація газу повинна зменшуватися. Відповідь вийшла протилежний: Гесс виявив якесь випромінювання, інтенсивність якого зростала з висотою. Це наводило на думку, що воно приходить з космосу, але остаточно довести неземне походження променів вдалося тільки після численних дослідів (Нобелівську премію В. Гессові присудили лише в 1936 році). Нагадаємо, що термін «випромінювання» не означає, що ці промені мають чисто електромагнітну природу (як сонячне світло, радіохвилі або рентгенівське випромінювання); його використовували при відкритті явища, природа якого ще не була відома. І хоча незабаром з'ясувалося, що основна компонента космічних променів - прискорені заряджені частинки, протони, термін зберігся. Вивчення нового явища швидко стало давати результати, які прийнято відносити до «передового краю науки».

Відкриття космічних частинок дуже високої енергії відразу ж (ще задовго до того, як був створений прискорювач протонів) викликало питання: який механізм прискорення заряджених частинок в астрофізичних об'єктах? Сьогодні ми знаємо, що відповідь виявився нетривіальним: природний, «космічний» прискорювач кардинально відрізняється від прискорювачів рукотворних.

Незабаром з'ясувалося, що космічні протони, пролітаючи крізь речовину, взаємодіють з ядрами його атомів, народжуючи невідомі до цього нестабільні елементарні частинки (їх спостерігали в першу чергу в атмосфері Землі). Дослідження механізму їх народження відкрило плідний шлях для побудови систематики елементарних частинок. в лабораторії протони й електрони навчилися прискорювати і отримувати величезні їх потоки, незрівнянно більш щільні, ніж в космічних променях. В кінцевому рахунку саме досліди по взаємодії частинок, які отримали енергію в прискорювачах, привели до створення сучасної картини мікросвіту.

У 1938 році французький фізик П'єр Оже відкрив чудове явище - зливи вторинних космічних частинок, які виникають в результаті взаємодії первинних протонів і ядер екстремально високих енергій з ядрами атомів атмосфери. Виявилося, що в спектрі космічних променів є частинки з енергією порядку 1015-1018 еВ - в мільйони разів більше енергії частинок, прискорених в лабораторії. Академік Дмитро Володимирович Скобельцина надав особливого значення вивченню таких частинок і відразу після війни, в 1947 році, разом з найближчими колегами Г. Т. Зацепіним і Н. А. Добротіним організував комплексні дослідження каскадів вторинних частинок в атмосфері, названих широкими атмосферними зливами (шал) . Історію перших досліджень космічних променів можна знайти в книгах Н. Добротін і В. Россі. Згодом школа Д. В. Скобельцина виросла в одну з найсильніших у світі і довгі роки визначала основні напрямки у вивченні космічних променів надвисоких енергій. Її методи дозволили розширити діапазон досліджуваних енергій від 109-1013 еВ, що реєструються на повітряних кулях і супутниках, до 1013-1020 еВ. Особливо привабливими ці дослідження робили два аспекти.

По-перше, з'явилася можливість використовувати створені самою природою протони високої енергії для вивчення їх взаємодії з ядрами атомів атмосфери і розшифровки найтоншої структури елементарних частинок.

По-друге, з'явилася можливість відшукати в космосі об'єкти, здатні прискорити частинки до екстремально високих енергій.

Перший аспект виявився не настільки плідним, як хотілося: вивчення тонкої структури елементарних частинок зажадало набагато більше даних про взаємодію протонів, ніж дозволяють отримати космічні промені. Разом з тим важливий внесок в уявлення про мікросвіті дало вивчення залежності найзагальніших характеристик взаємодії протонів від їх енергії. Саме при вивченні шал виявили особливість в залежності кількості вторинних частинок і їх розподілу по енергіях від енергії первинної частки, пов'язану з кварк-глюонної структурою елементарних частинок. Ці дані пізніше підтвердилися в дослідах на прискорювачах.

Сьогодні побудовані достовірні моделі взаємодії космічних променів з ядрами атомів атмосфери, що дозволили вивчити енергетичний спектр і склад їх первинних частинок найвищих енергій. Стало ясно, що космічні промені в динаміці розвитку Галактики грають не меншу роль, ніж її поля і потоки міжзоряного газу: питома енергія космічних променів, газу і магнітного поля приблизно рівні 1 еВ в см3. При такому балансі енергії в міжзоряному середовищі природно припустити, що прискорення частинок космічних променів відбувається, швидше за все, в тих же об'єктах, які відповідають за нагрівання і викид газу, наприклад в Нових і наднових зірок при їх вибуху.

Перший механізм прискорення космічних променів запропонував Енріко Фермі для протонів, хаотично стикаються з намагніченими хмарами міжзоряного плазми, але не зміг пояснити всіх експериментальних даних. У 1977 році академік Гермоген Пилипович Кримський показав, що цей механізм повинен набагато сильніше прискорювати частинки в залишках наднових на фронтах ударних хвиль, швидкості яких на порядки вище швидкостей хмар. Сьогодні достеменно показано, що механізм прискорення космічних протонів і ядер ударною хвилею в оболонках наднових найбільш ефективний. Але відтворити його в лабораторних умовах навряд чи вдасться: прискорення відбувається порівняно повільно і вимагає величезних витрат енергії для утримання прискорених частинок. В оболонках наднових ці умови існують завдяки самій природі вибуху. Чудово, що прискорення космічних променів відбувається в унікальному астрофизичному об'єкті, який відповідає за синтез важких ядер (важчих за гелій), дійсно присутніх в космічних променях.

У нашій Галактиці відомі кілька наднових віком менше тисячі років, які спостерігалися неозброєним оком. Найбільш відомі Крабовидная туманність в сузір'ї Тельця ( «Краб» - залишок спалаху наднових в 1054 році, зазначеної в східних літописах), Кассіопея-А (її спостерігав в 1572 році астроном Тихо Браге) і Наднова Кеплера в сузір'ї Змієносця (1680). Діаметри їх оболонок сьогодні складають 5-10 світлових років (1 св. Рік = 1016 м), тобто вони розширюються зі швидкістю близько 0,01 швидкості світла і знаходяться на відстанях приблизно десять тисяч світлових років від Землі. Оболонки наднових ( «туманностей») в оптичному, в радіо-, рентгенівському і гамма-діапазонах спостерігали космічні обсерваторії Чандра, Хаббл і Спітцер. Вони достовірно показали, що в оболонках дійсно відбувається прискорення електронів і протонів, що супроводжується рентгенівським випромінюванням.

Наповнити міжзоряний простір космічними променями з виміряної питомою енергією (~ 1 еВ в см3) могли б близько 60 залишків наднових молодше 2000 років, в той час як їх відомо менше десяти. Цей брак пояснюється тим, що в площині Галактики, там, де зосереджені зірки і наднові в тому числі, дуже багато пилу, яка не пропускає світло до спостерігача на Землі. Спостереження в рентгенівському і гамма-випромінювання, для яких пиловий шар прозорий, дозволив розширити список спостережуваних «молодих» наднових оболонок. Останньою з таких знову відкритих оболонок стала Наднова G1.9 + 0.3, яка спостерігається за допомогою рентгенівського телескопа «Чандра» починаючи з січня 2008 року. Оцінки розміру і швидкості розширення її оболонки показують, що вона спалахнула приблизно 140 років тому, але не була видна в оптичному діапазоні через повного поглинання її світла пиловим шаром Галактики.

До даних про наднових, що вибухають у нашій Галактиці Чумацький Шлях, додаються значно багатші статистичні дані про наднових в інших галактиках. Прямим підтвердженням присутності прискорених протонів і ядер служить гамма-випромінювання з високою енергією фотонів, що виникають в результаті розпаду нейтральних піонів - продуктів взаємодії протонів (і ядер) з речовиною джерела. Такі фотони найвищих енергій спостерігають за допомогою телескопів, які реєструють світіння Вавилова - Черенкова, що випромінюється вторинними частками шал. Найдосконаліший інструмент такого типу - установка з шести телескопів, створена при співпраці HESS в Намібії. Гамма-випромінювання Краба було виміряно першим, і його інтенсивність стала мірою інтенсивності для інших джерел.

Отриманий результат не тільки підтверджує наявність механізму прискорення протонів і ядер в наднових, а й дозволяє також оцінити спектр прискорених частинок: спектри «вторинних» гамма-квантів і «первинних» протонів і ядер дуже близькі. Магнітне поле в Крабі і його розмір допускають прискорення протонів до енергій порядку 1015 еВ. Спектри частинок космічних променів в джерелі і в міжзоряному середовищі дещо відрізняються, тому що ймовірність виходу частинок з джерела і час життя частинок в Галактиці залежать від енергії і заряду частинки. Порівняння енергетичного спектра і складу космічних променів, виміряних у Землі, зі спектром і складом в джерелі дозволило зрозуміти, як довго подорожують частки серед зірок. Ядер літію, берилію і бору в космічних променях у Землі виявилося значно більше, ніж в джерелі, - їх додаткова кількість з'являється в результаті взаємодії більш важких ядер з міжзоряним газом. Вимірявши цю різницю, вирахували кількість Х того речовини, через яке пройшли космічні промені, блукаючи в міжзоряному середовищі. У ядерній фізиці кількість речовини, яке зустрічає частка на своєму шляху, вимірюють в г / см2. Це пов'язано з тим, що для обчислення зменшення потоку частинок в зіткненнях з ядрами речовини треба знати число зіткнень частинки з ядрами, що мають різну поперечну до напрямку частки площа (перетин). Висловлюючи кількість речовини в цих одиницях, для всіх ядер виходить єдина шкала вимірювання.

Експериментально знайдене значення X ~ 5-10 г / см2 дозволяє оцінити час життя t космічних променів в міжзоряному середовищі: t X / ρc, де c - швидкість частинок, приблизно дорівнює швидкості світла, ρ ~ 10-24 г / см3 - середня щільність міжзоряного середовища. Звідси час життя космічних променів - близько 108 років. Це час набагато перевищує час прольоту частинки, що рухається зі швидкістю с по прямій від джерела до Землі (3 · 104 років для самих далеких джерел на протилежній від нас стороні Галактики). Це означає, що частинки рухаються не по прямій, а відчувають розсіювання. Хаотичні магнітні поля галактик з індукцією В ~ 10-6 Гаусса (10-10 тесла) рухають їх по колу радіусом (гірорадіусом) R = E / 3 x 104B, де R в м, Е - енергія частинки в еВ, В - індукція магнітного поля в гаусах. При помірних енергіях частинок Е <1017 еВ, отриманих в прискорювачах-наднових, гірорадіус виявляється значно менше розміру Галактики (3 · розміром 1020 м).

Приблизно по прямій приходити від джерела будуть тільки частинки з енергією Е> 1019 еВ. Тому напрямок створюють шал частинок з енергією менше 1019 еВ не вказує на їх джерело. У цій області енергій залишається тільки спостерігати вторинні випромінювання, що генеруються в самих джерелах протонами і ядрами космічних променів. У доступній для спостереження області енергій гамма-випромінювання (Е <1013 еВ) дані про направлення приходу його квантів переконливо показують, що космічні промені випромінюють об'єкти, сконцентровані в площині нашої Галактики. Там же зосереджено і міжзоряний речовина, з яким взаємодіють частинки космічних променів, генеруючи вторинне гамма-випромінювання.

Подання про космічних променях як «місцевому» галактичному явище виявилося вірно лише для частинок помірних енергій Е <1017 еВ. Обмежені можливості Галактики як прискорювати, так і утримувати частинки з особливо високою енергією були переконливо продемонстровані в дослідах по вимірюванню енергетичного спектра космічних променів.

У 1958 році Георгій Борисович Хрістіансен і Герман Вікторович Куликов відкрили різка зміна виду енергетичного спектра космічних променів при енергії близько 3 · 1015 еВ. При енергіях менше цього значення експериментальні дані про спектр частинок зазвичай представляли в «статечному» вигляді так, що число часток N із заданою енергією E вважалося обернено пропорційним енергії частки в ступеня γ: N (E) = a / Eγ (γ - диференційний показник спектра ). До енергії 3 · 1015 еВ показник γ = 2,7, але при переході до великих енергій енергетичний спектр відчуває «злам»: для енергій Е> 3 · 1015 еВ γ стає 3,15. Ця зміна спектра природно пов'язати з наближенням енергії прискорених частинок до максимально можливого значення, обчисленому для механізму прискорення в наднових. На користь такого пояснення зламу спектра говорить і ядерний склад первинних частинок в області енергій 1015-1017 еВ. Найбільш надійні відомості про нього дають комплексні установки шал - «МГУ», «Тунк», «Тибет», «Каскад». З їх допомогою отримують не тільки відомості про енергію первинних ядер, але і параметри, що залежать від їх атомних номерів, - «ширину» зливи, співвідношення між кількістю електронів і мюонів, між кількістю самих енергійних електронів і загальним їх кількістю. Всі ці дані свідчать, що з ростом енергії первинних частинок від лівої межі спектра до його зламу до енергії після зламу відбувається збільшення їх середньої маси. Така зміна складу частинок по масам узгоджується з моделлю прискорення частинок в наднових - воно обмежене максимальною енергією, що залежить від заряду частинки. Для протонів ця максимальна енергія близько 3 · 1015 еВ і збільшується пропорційно заряду ускоряемой частки (ядра), так що ядра заліза ефективно прискорюються аж до ~ 1017 еВ. Інтенсивність потоків частинок з енергією, що перевищує максимальну, швидко падає.

Але реєстрація частинок ще більших енергій (~ 3 · 1018 еВ) показала, що спектр космічних променів не тільки не обривається, але повертається до виду, що спостерігається до зламу!

Вимірювання енергетичного спектра в області «ультравісокої» ЕНЕРГІЇ (Е> 1018 еВ) дуже важкі через малу Кількість таких частінок. Для спостереження цих рідкісних подій необхідно створювати мережу з детекторів потоку частинок шал і породжених ними в атмосфері випромінювання Вавилова - Черенкова і іонізаційного випромінювання (флуоресценції атмосфери) на площі в сотні і навіть тисячі квадратних кілометрів. Для подібних великих, комплексних установок вибирають місця з обмеженою господарською діяльністю, але з можливістю забезпечити надійну роботу величезного числа детекторів. Такі установки були побудовані спочатку на площах в десятки квадратних кілометрів (Якутськ, Хавера Парк, Акено), потім в сотні (AGASA, Fly's Eyе, HiRes), і, нарешті, зараз створюються установки в тисячі квадратних кілометрів (обсерваторія П'єр Оже в Аргентині, телескопічна установка в штаті Юта, США).

Наступним кроком у вивченні космічних променів ультрависокої енергії стане розвиток методу реєстрації шал зі спостереження флуоресценції атмосфери з космосу. В кооперації з декількома країнами в Росії створюється перший космічний детектор шал, проект ТУС. Ще один такий детектор передбачається встановити на Міжнародній космічній станції МКС (проекти JEM-EUSO і КЛПВЕ).

Що ми сьогодні знаємо про космічних променях ультрависокої енергії? На нижньому малюнку представлений енергетичний спектр космічних променів з енергією вище 1018 еВ, який отриманий на установках останнього покоління (HiRes, обсерваторія П'єр Оже) разом з даними про космічних променях менших енергій, які, як було показано вище, належать Галактиці Чумацький Шлях. Видно, що при енергіях 3 · 1018-3 · 1019 еВ показник диференціального енергетичного спектра зменшився до значення 2,7-2,8, саме такого, який спостерігається для галактичних космічних променів, коли енергії частинок набагато менше гранично можливих для галактичних прискорювачів. Чи не служить це вказівкою на те, що при ультрависоких енергіях основний потік частинок створюють прискорювачі позагалактичного походження з максимальною енергією значно більше галактичної? Злам у спектрі галактичних космічних променів показує, що внесок позагалактичних космічних променів різко змінюється при переході від області помірних енергій 1014-1016 еВ, де він приблизно в 30 разів менше вкладу галактичних (спектр, позначений на малюнку пунктиром), до області ультрависоких енергій, де він стає домінуючим.

В останні десятиліття накопичені численні астрономічні дані про позагалактичних об'єктах, здатних прискорювати заряджені частинки до енергій набагато більше 1019 еВ. Очевидною ознакою того, що об'єкт розміром D може прискорювати частинки до енергії Е, служить наявність на всьому протязі цього об'єкта магнітного поля В такого, що гірорадіус частки менше D. До таких джерел-кандидатам відносяться радіогалактики (випускають сильні радіовипромінювання); ядра активних галактик, що містять чорні діри; зіштовхуються галактики. Всі вони містять струменя газу (плазми), що рухаються з величезними швидкостями, що наближаються до швидкості світла. Такі струменя грають роль ударних хвиль, необхідних для роботи прискорювача. Щоб оцінити їх внесок в спостережувану інтенсивність космічних променів, потрібно врахувати розподіл джерел по відстанях від Землі і втрати енергії частинок в міжгалактичному просторі. До відкриття фонового космічного радіовипромінювання міжгалактичний простір здавалося «порожнім» і прозорим не тільки для електромагнітного випромінювання, але і для частинок ультрависокої енергії. Щільність газу в міжгалактичному просторі, за астрономічними даними, настільки мала (10-29 г / см3), що навіть на великих відстанях в сотні мільярдів світлових років (1024 м) частки не зустрічають ядер атомів газу. Однак, коли виявилося, що Всесвіт наповнений мало енергійними фотонами (приблизно 500 фотонів / см3 з енергією Еф ~ 10-3 еВ), що залишилися після Великого вибуху, стало ясно, що протони і ядра з енергією більше Е ~ 5 · 1019 еВ, межі грейзени - Зацепіна - Кузьміна (ДЗК), повинні взаємодіяти з фотонами і на шляху більш десятків мільйонів світлових років втрачати більшу частину своєї енергії. Таким чином, переважна частина Всесвіту, яка перебуває на відстанях більше 107 світлових років від нас, виявилася недоступною для спостереження в променях з енергією більше 5 · 1019 еВ. Останні експериментальні дані про спектр космічних променів ультрависокої енергії (установка HiRes, обсерваторія П'єр Оже) підтверджують існування цього енергетичного межі для частинок, що спостерігаються з Землі.

Як видно, вивчати походження космічних променів ультрависокої енергії надзвичайно важко: основна частина можливих джерел космічних променів найвищих енергій (вище межі ДЗК) знаходяться настільки далеко, що частинки на шляху до Землі втрачають придбану в джерелі енергію. А при енергіях менше межі ГЗК відхилення частинок магнітним полем Галактики ще велике, і напрямок приходу частинок навряд чи зможе вказати положення джерела на небесній сфері.

У пошуку джерел космічних променів ультрависокої енергії використовують аналіз кореляції експериментально виміряного напрямку приходу частинок з досить високими енергіями - такими, що поля Галактики несильно відхиляють частки від напрямку на джерело. Установки попереднього покоління поки не дали переконливих даних про кореляції напрямку приходу частинок з координатами будь-якого спеціально виділеного класу астрофізичних об'єктів. Останні дані обсерваторії П'єр Оже можна розглядати як надію на отримання в найближчі роки даних про роль джерел типу AGN в створенні інтенсивних потоків частинок з енергією порядку межі ГЗК.

Цікаво, що на установці AGASA були отримані свідчення про існування «порожніх» напрямків (таких, де немає ніяких відомих джерел), за якими за час спостереження приходять дві і навіть три частки. Це викликало великий інтерес у фізиків, що займаються космологією - наукою про походження і розвиток Всесвіту, нерозривно пов'язаної з фізикою елементарних частинок. Виявляється, що в деяких моделях структури мікросвіту і розвитку Всесвіту (теорії Великого вибуху) передбачено збереження в сучасному Всесвіті надмасивних елементарних частинок з масою порядку 1023-1024 еВ, з яких має складатися речовина на самій ранній стадії Великого вибуху. Їх розподіл у Всесвіті не дуже ясно: вони можуть бути або рівномірно розподілені в просторі, або «притягнуті» до масивних областям Всесвіту. Головна їхня особливість у тому, що ці частинки нестабільні і можуть розпадатися на більш легкі, в тому числі на стабільні протони, фотони і нейтрино, які набувають величезні кінетичні енергії - більше 1020 еВ. Місця, де збереглися такі частинки (топологічні дефекти Всесвіту), можуть виявитися джерелами протонів, фотонів або нейтрино ультрависокої енергії.

Як і в разі галактичних джерел, існування позагалактичних прискорювачів космічних променів ультрависокої енергії підтверджують дані детекторів гамма-випромінювання, наприклад телескопи установки HESS, спрямовані на перераховані вище позагалактичні об'єкти - кандидати в джерела космічних променів.

Серед них найперспективнішими виявилися ядра активних галактик (AGN) із струменями газу. Один з найбільш добре вивчених на установці HESS об'єктів - галактика М87 в сузір'ї Діва, на відстані 50 мільйонів світлових років від нашої Галактики. В її центрі знаходиться чорна діра, яка забезпечує енергією процеси поблизу неї і, зокрема, гігантську струмінь плазми, що належить цій галактиці. Прискорення космічних променів в М87 прямо підтверджують спостереження її гамма-випромінювання, енергетичний спектр фотонів якого з енергією 1-10 ТеВ (1012-1013 еВ), що спостерігається на установці HESS. Видимий інтенсивність гамма-випромінювання від М87 становить приблизно 3% від інтенсивності Краба. З урахуванням різниці в відстані до цих об'єктів (5000 разів) це означає, що світність М87 перевищує світність Краба в 25 мільйонів разів!

Моделі прискорення частинок, створені для цього об'єкта, показують, що інтенсивність частинок, прискорених в М87, може бути така велика, що навіть на відстані 50 мільйонів світлових років внесок цього джерела зможе забезпечити спостережувану інтенсивність космічних променів з енергією вище 1019 еВ.

Але ось загадка: в сучасних даних про шал у напрямку на це джерело немає надлишку частинок з енергією порядку 1019 еВ. А не проявиться чи це джерело в результатах майбутніх космічних експериментів, при таких енергіях, коли далекі джерела вже не дають вкладу в спостережувані події? Ситуація зі зламом в енергетичному спектрі може повторитися ще раз, наприклад при енергії 2 · 1020. Але на цей раз джерело має бути видно в вимірах напрямки траєкторії первинної частки, так як енергії> 2 · 1020 еВ настільки великі, що частки не повинні відхилятися в галактичних магнітних полях.

Як бачимо, після столітньої історії вивчення космічних променів ми знову чекаємо нових відкриттів, на цей раз космічного випромінювання ультрависокої енергії, природа якого поки невідома, але може відігравати важливу роль в будову Всесвіту.

література

Добротін Н. А. Космічні промені. - М.: Изд. АН СРСР, 1963.

Мурзін В. С. Введення в фізику космічних променів. - М.: Изд. МГУ, 1988.

Панасюк М. І. Мандрівники Всесвіту, або Відлуння Великого вибуху. - Фрязіно: «Век2», 2005.

Россі Б. Космічні промені. - М .: Атомиздат, 1966.

Хренов Б. А. Релятивістські метеори // Наука в Росії, 2001 № 4.

Хренов Б. А. та Панасюк М. І. Посланці космосу: далекого або ближнього? // Природа, 2006, № 2.

Хренов Б. А. і Клімов П. А. Очікується відкриття // Природа, 2008, № 4.