Космічні промені

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
(Перенаправлено з Космічна радіація)
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Частина циклу статей про
Космічні промені
Прискорення: Фермі · Відцентрове
Спектр: Функція Тер-Антоняна · Межа ГЗК · Космічні промені надвисоких енергій · Частинка Oh-My-God
Атмосферні зливи: Функція Гайсера–Гіласа
Обсерваторії:

Космі́чні про́мені — високоенергетичні елементарні частинки або атомні ядра, які прилітають за Землю з космосу зі швидкістю, близькою до швидкості світла. Вони походять від Сонця, вибухів наднових зір, активних ядер галактик та динамічних процесів в міжзоряному газі. Після зіткнення з атмосферою Землі космічні промені утворюють атмосферні зливи, утворені великою кількістю вторинних частинок, деякі з яких досягають поверхні Землі. Однак, основна маса космічних променів відхиляється магнітосферою або геліосферою й не досягає Землі.

Незважаючи на назву «промені», космічні промені є не електромагнітним випромінюванням, а потоком частинок. Ця назва виникла ще в той час, коли природа космічних променів була незрозуміла[1], аналогічна іншим назвам тієї ж епохи: катодні промені, альфа-промені, бета-промені.

Теоретично, максимальна енергія космічних променів обмежена межею Грейзена–Зацепіна–Кузьміна 5·1019 еВ, хоча спостерігається певна кількість космічних променів надвисоких енергій, які перевищують цю межу. Наприклад, рекордна частинка Oh-My-God мала енергію порядку 3·1020 еВ - в мільйони різів більше енергій в земних прискорювачах частинок і порядку енергії м'яча після удару.

Космічні промені були відкриті Віктором Гессом у 1912 році під час експериментів на повітряній кулі, за що він був нагороджений Нобелівською премією з фізики 1936 року[2]. Зараз вони досліджуються за допомогою різних обсерваторій космічних променів - черенковських телескопів, мереж детекторів для реєстрації вторинних частинок від атмосферних злив, запущених в космос або піднятих на повітряних кулях детекторів частинок.

Історія[ред. | ред. код]

Відкриття[ред. | ред. код]

Збільшення іонізації з висотою, виміряне Гессом (ліворуч) і Кольхерстером (праворуч)
Гесс приземляється після польоту на повітряній кулі в 1912 році.

Після відкриття радіоактивності Анрі Беккерелем у 1896 році вважалося, що спостережувана іонізація повітря спричинена лише випроміненням радіоактивних елементів у Землі та, можливо, радіоактивних газів в атмосфері[3]. Кілька вимірювань залежності йонізації повітря від висоти, виконаних у 1900-1910 роках, вказували на меншу йонізацію на більших висотах, що узгоджувалось з ідеєю про поглинання в атмосфері випущеного Землею йонізуючого випромінювання[4].

У 1909 році Теодор Вульф розробив електрометр, пристрій для вимірювання швидкості утворення іонів усередині герметично закритого контейнера, і використав його, щоб показати вищі рівні радіації на вершині Ейфелевої вежі, ніж біля її основи[5]. Однак його стаття, опублікована в Physikalische Zeitschrift, не отримала широкого прийняття. У 1911 році Доменіко Пачіні спостерігав одночасні зміни швидкості іонізації над поверхнею озера і на глибині 3 метри під його поверхнею. Під водою радіоактивність була менша, з чого Пачіні зробив висновок, що певна частина іонізації має бути обумовлена не радіоактивністю земних порід, а іншими джерелами[6].

У 1912 році Віктор Гесс під час польоту на повітряній кулі підняв три високоточні електрометри Вульфа точності[7] на висоту 5300 метрів. Він виявив, що швидкість іонізації збільшилася приблизно вчетверо порівняно з її значенням на поверхні землі[7]. Гесс виключив Сонце як джерело випромінювання, здійснивши підйом повітряної кулі під час майже повного затемнення. Гесс спостерігав зростання радіації з висотою[7] і дійшов висновку, що «результати спостережень найкраще пояснюються припущенням, що випромінювання дуже високої проникаючої здатності потрапляє в атмосферу згори»[8]. У 1913–1914 роках Вернер Колгорстер підтвердив попередні результати Віктора Гесса, вимірявши підвищення іонізації на висоті 9 км[9][10].

У 1936 році за своє відкриття Гесс отримав Нобелівську премію з фізики[11][12].

Ідентифікація[ред. | ред. код]

Бруно Россі написав, що:

В кінці 1920-х - на початку 1930-х років техніка самозапису електроскопів, проведених повітряними кульками у найвищі шари атмосфери або занурених на великі глибини під водою, була доведена до безпрецедентного рівня досконалості німецьким фізиком Еріхом Регенером та його групою. Цим вченим ми зобов’язані деякі найточніші вимірювання, які коли-небудь проводилися іонізацією космічних променів, як функція висоти та глибини.

У 1931 р. Ернест Резерфорд заявив, що "завдяки точним експериментам професора Мілікана та ще більш далекосяжним експериментам професора Регенера ми вперше отримали криву поглинання цих випромінювань у воді, на яку ми можемо сміливо покладатися".

Термін «космічні промені» запровадив у 1920-х роках Роберт Міллікен, який здійснив вимірювання іонізації від глибин під водою до великих висот, по всьому світі. Міллікен вважав, що первинні космічні промені — це гамма-промені, тобто, енергетичні фотони. Міллікен запропонував теорію, що вони утворюються в міжзоряному просторі як сторонні продукти нуклеосинтезу, а вторинні електрони утворюються в атмосфері шляхом комтонівського розсіювання гамма-променів. Але 1927 року, пропливаючи з Яви до Нідерландів, Джейкоб Клей виявив, що інтенсивність космічних променів зростає від тропіків до середніх широт. Ефект вказував на те, що первинні космічні промені відхиляються геомагнітним полем і тому мають бути зарядженими частинками, а не фотонами. Пізніше це було підтверджено в багатьох експериментах.

У 1930 році Бруно Россі передбачив різницю між інтенсивністю космічних променів, що надходять зі сходу й заходу, яка залежить від заряду первинних частинок — так званий «ефект схід-захід». Три незалежні експерименти виявили, що інтенсивність насправді більша із заходу. Протягом 1930 - 1945 рр. різноманітні дослідження підтвердили, що первинними космічними променями є переважно протони, а вторинне випромінювання, яке утворюється в атмосфері, — це насамперед електрони, фотони та мюони. У 1948 р. спостереження за ядерними емульсіями, перенесеними повітряними кулями до верхньої частини атмосфери, показали, що приблизно 10% первинних ядер складають ядра гелію (альфа-частинки), а 1% - ядра важчих елементів, таких як вуглець, залізо та свинець.

Під час випробування свого обладнання для вимірювання ефекту схід-захід Россі зауважив, що майже одночасне скидання двох відокремлених лічильників Гейгера трапляється частіше, ніж очікувалося. У своєму звіті про експеримент Россі написав, «... здається, що раз у раз спостережне обладнання потрапляє під великі потоки частинок, що викликає збіги між лічильниками, навіть розміщеними на великих відстанях один від одного».  У 1937 році П’єр Оже, не знаючи попереднього звіту Россі, виявив те саме явище й детально дослідив його. Він зробив висновок, що первинні частинки космічних променів високої енергії взаємодіють із ядрами повітря високо в атмосфері, ініціюють каскад вторинних взаємодій, що в підсумку дає зливу електронів і фотонів, які досягають поверхні Землі.

Радянський фізик Сергій Вєрнов вперше застосував радіосони[прояснити] для реєстрації космічних променів інструментом на повітряній кулі. 1 квітня 1935 р. він здійснив вимірювання на висоті до 13,6 кілометрів, використовуючи пару лічильників Гейгера в ланцюзі проти збігу, щоб уникнути підрахунку вторинних потоків.

Хомі Дж. Бхабха отримав вираз для ймовірності розсіяння позитронів електронами - процес, відомий зараз як розсіювання Бхабхи. Його спільна з Уолтером Хайтлером публікація 1937 року описувала, як первинні космічні промені з космосу взаємодіють із верхньою атмосферою, утворюючи частинки, що спостерігаються на рівні Землі.

Розподіл енергії[ред. | ред. код]

Вимірювання енергетичних напрямків і напрямків надходження первинних космічних променів надвисокої енергії методами відбору проб густини та швидкого хронометражу вперше були проведені в 1954 році членами Космічної промінь групи Россі в Массачусетському технологічному інституті.  В експерименті було використано одинадцять сцинтиляційних детекторів, розташованих у колі діаметром 460 метрів на майданчику станції Агассіс в обсерваторії Гарвардського коледжу. З цієї роботи та багатьох інших експериментів, проведених у всьому світі, зараз відомо, що енергетичний спектр первинних космічних променів виходить за межі 10 20 eV. Наразі величезний експеримент проводиться на майданчику в пампасах Аргентини міжнародним консорціумом фізиків. Проєкт був першим у чолі з Джеймсом Кронін, переможець 1980 Нобелівської премії з фізики з університету Чикаго, і Алан Уотсон з Університету Лідса, а пізніше іншими вченими міжнародного рівня - П'єром Оже. Їх мета - дослідити властивості та напрямки прибуття первинних космічних променів найвищої енергії.  Очікується, що результати матимуть важливе значення для фізики частинок та космології через теорію Грейзен-Зацепін-Кузьмін, яка обмежує енергію космічних променів на великі відстані (близько 160 мільйонів світлових років), що виникає вище 10 20  еВ через взаємодію із залишковими фотонами. В даний час обсерваторія П'єра Оже проходить модернізацію, щоб підвищити її точність і знайти докази для ще не підтвердженого походження найбільш енергетичних космічних променів.

Високоенергетичні гамма-промені (>50 МеВ) були нарешті виявлені в первинному космічному випромінюванні експериментом MIT, проведеним на супутнику OSO-3 в 1967 р.  Компоненти як галактичного, так і позагалактичного походження були окремо визначені за інтенсивністю значно менше 1% первинно заряджених частинок. З того часу численні супутникові обсерваторії гамма-променів склали карту неба гамма-променів. Найновішою є обсерваторія Фермі, яка створила карту, що показує вузьку смугу інтенсивності гамма-променів, що виробляється в дискретних та дифузних джерелах нашої галактики, та численні точкоподібні позагалактичні джерела, розподілені по небесній сфері.

Склад[ред. | ред. код]

Енергетичний спектр космічних променів.

Можна виділити дві великі категорії космічних променів: первинні та вторинні. Космічні промені від позасонячних астрофізичних джерел є первинними космічними променями; вони можуть взаємодіяти з матерією міжзоряного середовища і утворювати вторинні космічні промені. Сонце також продукує космічні промені невисоких енергій переважно під час сонячних спалахів. Точний склад первинних космічних променів, поза атмосферою Землі, залежить від діапазону спостережуваного енергетичного спектру. Загалом, майже 90 % всіх космічних променів, що надходять складають протони, близько 9 % ядра гелію (альфа-частинки) та майже 1 % — електрони. Залишок складають інші важчі ядра, які є продуктами зоряних реакцій ядерного синтезу. Вторинні космічні промені складаються з легких ядер, які не є продуктами життєдіяльності зір, але є результатом Великого Вибуху, це переважно літій, берилій та бор. Цих легких ядер значно більший вміст в космічних променях (співвідношення приблизно 1:100 частинок), а ніж в сонячній атмосфері, де їхній вміст становить близько 10−7 вмісту ядер гелію.

Ці відмінності у вмісті є наслідком процесів формування вторинних космічних променів. При взаємодії важких ядер первинних космічних променів, наприклад, ядер карбону та оксигену, з матерією міжзоряного середовища, вони розпадаються на легші ядра (в так званому процесі розпаду космічних променів), літій, берилій та бор. Спостереження вказують на те, що енергетичні спектри літію, берилію та бору спадають дещо крутіше, а ніж спектри карбону та кисню, що вказує на те, що розпад ядер з більшою енергією трапляється рідше, імовірно внаслідок їхнього виходу з-під дії галактичного магнітного поля. Розпад впливає також і на вміст Sc, Ti, V та Mn в космічних променях, які продукуються зіткненнями ядер феруму та нікелю з матерією міжзоряного середовища.

В минулому, вважалось, що космічні промені зберігають свій потік сталим. Недавні ж дослідження надали докази 1,5-2 тисячолітніх змін в потоці космічних променів протягом останніх сорока тисяч років.

Якщо мати на увазі весь енергетичний діапазон, в якому спостерігаються космічні промені, то безумовно, слід визнати, що завершена теорія цього питання відсутня. Навіть в відношенні походження Галактичних Космічних Променів навряд чи в наш час можна претендувати на більше, ніж створення розумних моделей які б пояснювали найбільш суттєві факти. До таких слід віднести в першу чергу, величину густини енергії космічних променів ~10-12 ерг/см3, а також степеневу форму енергетичного спектру, яка не зазнає яких-небудь різких змін аж до енергії ~3·1015 еВ, де показник диференціального енергетичного спектру всіх частинок міняється з -2.7 на -3.1. Вимоги до енергетичної потужності джерел, генеруючих космічні промені, досить високі, так що звичайні зорі Галактики не можуть їм задовольняти. Однак така потужність може бути отримана внаслідок вибуху наднової. Якщо під час вибуху виділяється енергія ~1051 ерг, а вибухи відбуваються з частотою 1 раз в 30-100 років, то потужність, яка генерується при вибухах наднових, складає ~1042 ерг/см3 і для забезпечення необхідної потужності космічних променів достатньо лиш декількох процентів енергії спалаху. Питання про формування спостережного енергетичного спектра космічних променів далеко не тривіальний. Необхідно передати макроскопічну енергію намагніченої плазми (оболонки наднової яка розширяється) індивідуальним зарядженим частинкам, забезпечуючи при цьому такий розподіл енергії, який суттєвим образом відрізняється від теплового. Найбільш вірогідним механізмом прискорення космічних променів до енергії ~1015 еВ, а, можливо і вище, представляється наступник. Рух скинутої при вибусі оболонки породжує в оточуючому міжзоряному середовищі ударну хвилю. Диффузійний розподіл заряджений частинок, захоплених в процес прискорення, дозволяє їм багатократно перетинати фронт ударної хвилі. Кожна пара послідовних перетинів збільшує енергію частинки пропорційно вже досягнутій енергії (механізм, запропонований Фермі), що і призводить до пришвидшення космічних променів. По мірі збільшення числа перетинів фронту ударної хвилі росте і імовірність покинути область прискорення, так що кількість частинок падає по мірі росту енергії приблизно степеневим чином. Прискорення виявляється досить ефективним, а спектр пришвидшених частинок жорстким ~Е−2 аж до ~Еmax — максимально допустимій енергії пришвидшених частинок. Ранні припущення про походження космічних променів датуються 1934 роком, коли Фріц Цвіккі та Вальтер Бааде запропонували ідею виникнення космічних променів, як результат процесів у наднових.[13] А у 1948 році, Хорес Бебкок припустив, що змінні магнітні зорі теж можуть бути джерелом космічних променів.[14] Згодом, Й. Секідо та ін., ідентифікували Крабоподібну туманність як джерело космічних променів.[15] З тих пір, почала з'являтись велика кількість різноманітних потенційних джерел космічних променів, в тому числі наднові, активні ядра галактик, квазари та гамма-спалахи.[16] Наступні експерименти допомогли визначити джерела космічних променів з більшою достовірністю. У 2009 році, у статті представленій вченими з обсерваторії П'єра Оже на Міжнародній Конференції Космічних Променів, було показано, що космічні промені надвисоких енергій зароджуються в області неба, дуже близькій до радіогалактики Кентавр А, хоча автори спеціально зазначили, що для безумовного підтвердження Кентавр А, як джерела космічних променів, необхідні подальші дослідження.[17] Однак не було знайдено ніякої кореляції між частотою гамма-спалахів і космічними променями, в результаті чого, авторам довелося встановити нижню межу енергії космічних променів з гамма-спалахів до 3,4 × 10−6 ерг см−2, на потік від 1 Гев до 1 Тев.[18] У 2009 році наднові, як заявили дослідники, були скуті відкриттям зробленим групою вчених з використанням даних з Дуже Великого Телескопа.[19] Однак, цей аналіз був спростований даними з детектора PAMELA, які продемонстрували що «спектральні форми (ядер водню і гелію) різні, і не можуть достовірно описуватись єдиним законом», що в свою чергу передбачає більш складний процес утворення космічних променів.[20] Проте, у лютому 2013, спостереження нейтрального розпаду піонів на основі аналізу даних з телескопу Fermi, показали що наднові дійсно були джерелом космічних променів, причому кожен вибух продукує приблизно 3 × 1042 — 3 × 1043 Дж космічних променів. Однак наднові не вирішують повністю питання про походження космічних променів, і навіть питання про їхній внесок у загальну кількість космічних променів, не може бути вирішене без подальших досліджень в цьому напрямку.[21]

Взаємодія космічних променів з земною атмосферою[ред. | ред. код]

Властивість атмосфери поглинати космічні промені була виявлена ще в перших експериментах В. Гесса. Попадаючи в атмосферу Землі, космічні промені (в основному протони і ядра більш тяжких елементів ніж водень) відчувають зіткнення з її атомами і молекулами. В результаті відбувається розщеплення ядер і утворення численних вторинних частинок. Середня відстань, яку встигає пройти протон в атмосфері, відповідає приблизно 1/13 частині її товщини. Це означає, що він може неодноразово вступати в процеси взаємодії з ядрами повітря, перш ніж остаточно загинути. Звідси випливає, що на менших висотах поблизу Землі, або інакше кажучи на «великих глибинах» в атмосфері існує лиш вторинна компонента космічних променів. Склад вторинної компоненти обумовлений фізичними процесами взаємодії первинної частинки з ядрами атмосфери. Цей процес називається каскадним. В початковому акті взаємодії основну роль грають елементарні частинки — народжуються піони або π-мезони, серед яких є нейтральні π0 і заряджені π±. Взаємодіючи з ядрами повітря, заряджені π± мезони генерують нові зливи до тих пір, поки їх енергія не знизиться до 109 еВ. В першому акті взаємодії зазвичай народжується більш ніж 50 нових частинок. В результаті розпаду π± мезонів утворюються мюони і нейтрино. В складі вторинного випромінювання присутні нейтрони. Ця частина каскаду має назвунизивається «адронна злива». Нейтральні мезони (π0) — їх приблизно одна третя — розпадаються на гамма-кванти, які в кулонівському полі ядер народжують електрони і позитрони. Тормозне випромінювання електрон-позитронної пари призводить до появи низькоенергетичних гамма-квантів — фотонів. Ця злива називається електромагнітною. Адронна злива сама виробляє нейтральні піони, тим самим забезпечуючи додатковий вклад в електромагнітний каскад. На рівні моря залишається не більш ніж 1 % від їх початкового потоку первинних частинок. Поряд з зарядженими частинками в атмосферу можуть потрапляти космічні гамма-кванти високих енергій. В цьому випадку злива частинок буде чисто електромагнітною. Вторинні заряджені частинки — електрони і позитрони, народженні в каскадному процесі, можуть створювати черенковське і флюоресцентне світіння атмосфери. Процес утворення нових частинок має лавиноподібний характер до тих пір, поки конкурентні потоки енергії не стануть домінувати. На деякій висоті над Землею формується максимум числа частинок зливи. Число частинок в зливі величезне: в максимумі воно пропорційне енергії первинної частинки і може досягати ~109 частинок. Потік галактичних космічних променів, які бомбардують Землю, приблизно ізотропний і постійний в часі, складає ~1 частинка/см2с (до входження в земну атмосферу). Густина енергії галактичних космічних променів ~1 еВ/см3, що порівняно з сумарною енергією електромагнітного випромінювання зірок, теплового руху міжзоряного газу і галактичного магнітного поля. Таким чином, галактичні промені — важливий компонент Галактики. В результаті взаємодії з ядрами атмосфери, первинні космічні промені (в основному протони) створюють велику кількість вторинних частинок — піонів, протонів, нейтронів, мюонів, електронів, позитронів і фотонів. Таким чином, замість однієї первинної частинки виникає велика кількість вторинних частинок, які діляться на адронну, мюонну і електронно-фотонну компоненти. Такий каскад покриває велику територію і називається широкою атмосферною зливою. В одному акті взаємодії, протон зазвичай втрачає ~50 % своєї енергії, а в результаті взаємодії виникають в основному піони. Кожна наступна взаємодія первинної частинки додає в каскад нові адрони, які летять переважно в напрямку первинної частинки, утворюючи адронний кор зливи. Утворенні піони можуть взаємодіяти з ядрами атмосфери, а можуть розпадатись, формуючи мюонну і електронно-фотонну компоненту зливи. Адронна компонента до поверхні Землі практично не доходить, перетворюючись в мюони, нейтрино і гамма-кванти в результаті розпадів. 

π0 → 2γ ,
π+(або K+) → μ+ + ʊμ,
π-(або K-) → μ- + ʊ̃μ,
K+,–,0 → 2π,
μ+ → e+ + ʊe + ʊ̃μ,
μ– → e– + ʊ̃e + ʊμ.

Утворені при розпаді нейтральних піонів гамма-кванти породжують електрон-позитронні пари і гамма-кванти наступних поколінь. Заряджені лептони втрачають енергію на іонізацію і радіаційне тормозіння. Поверхні Землі в основному досягають релятивістські мюони. Електронно-фотонна компонента поглинається сильніше. Один протон з енергією > 1014 еВ може створити 106 — 109 вторинних частинок. На поверхні Землі адронні зливи концентруються в області порядку декількох метрів, електрон-фотонна компонента — в області ~100 м, мюонна — декількох сотень метрів. Потік космічних променів на рівні моря приблизно в 100 раз менший потоку первинних космічних променів.

Космічні промені на земній поверхні[ред. | ред. код]

Космічні промені відхиляються в магнітному полі Землі. Їхня інтенсивність залежить від широти. Особливо цей ефект проявляється в екваторіальних областях, де магнітне поле перешкоджає проникненню космічних променів набагато більше, ніж біля полюсів. Крім того, позитивно заряджені частинки відхиляються на схід, а негативно заряджені частинки відхиляються на захід.

Інтенсивність космічних променів зростає із збільшенням висоти, досягаючи максимуму приблизно на висоті 20-25 км. За межами земної атмосфери існують області із підвищеною інтенсивністю космічних променів, що називаються радіаційними поясами Ван Аллена.

Поширення космічних променів у Галактиці[ред. | ред. код]

Космічні промені не поширюються по прямій, а дифундують в магнітних полях Галактики. Експериментально спостережене відношення потоків легких і середніх ядер складає (для ядер з енергією більше 2.5 ГеВ/нуклон) NL/NM=0.3±0.05, тоді як відповідна величина для зір складає 10−6. Отже, космічні промені екстремально збагачені легкими ядрами, і раз цих ядер практично немає в джерелах, вони з'являються в результаті взаємодії більш важких ядер. Для того, що б це відбувалось, потрібно, як показують оцінки, пройти в міжзоряному середовищі кількість речовини рівну xg=5~10 г/см2. Цю величину слід співставити з кількістю речовини Галактики, яке проходить по прямій xog=ρ·RG≈0.01 г/см2. Відношення xg до xog ≈ 103, що і означає необхідність дифузії. При енергії в декілька ГеВ на нуклон, час життя космічних променів складає ≈ 3.107 років і потім спадає. Крім того, оскільки Сонячна система знаходиться на периферії Галактики, то при відсутності дифузії (або слабкій дифузії), потік з центру Галактики міг би помітно перевищувати потік з протилежного напрямку. Але дані по анізотропії потоку з протилежного напрямку свідчать про те, що величина анізотропії аж до енергій 1014 еВ залишається малою (<10−3), що дає ще один аргумент в користь наявності дифузії. Дифузія в магнітному полі має не скалярний, а тензорний характер.

Джерела космічних променів[ред. | ред. код]

У 1934 році, Бааде та Цвіккі запропонували в якості джерел космічних променів наднові зорі[22]. У 1948 році Горес Бебкок припустив, що джерелом космічних променів можуть буті магнітні змінні зорі[23]. Згодом Секідо та ін. (1951) визначили Крабоподібну туманність як джерело космічних променів[24]. Після цього в якості потенційних джерел космічних променів висували наднові зорі, активні ядра галактик, квазари та гамма-спалахи[25].

Першим механізм прискорення частинок в ударній хвилі був запропонований Жакко Вінком у 2004 році. Він оснований на спостереженнях за залишком наднової, відомої як Кассіопея А і названий "прискоренням на фронті ударної хвилі". Протони розсіюються на магнітних полях, що переносять фронти ударних хвиль. Через хаотичні направленість і напруженість магнітного поля кут розсіювання сильно змінний у часі, і тому при розсіюванні у магнітному полі внутрішнього ударного фронту протон може прискорюватися. На зовнішньому фронті хвилі його може розсіяти назад, щоб прискорити його на внутрішньому фронті знову. За допомогою цього механізму заряджені частинки можуть бути прискорені до енергій спостережних космічних променів. Механізм активно використовується і досі як основний для пояснення утворення космічних променів у наднових, а також у активних ядрах галактик.[26]

У 2009 році на основі спостережень на Дуже великому телескопі групою вчених на чолі із Евелін Хелдер була створена модель прискорення частинок при вибухах наднових. Така модель була основана на спостереженнях за залишком наднової RCW 86. Зоря вибухнула на відстані приблизно 8200 світлових років у 185 році нашої ери, записи про неї були зроблені китайськими астрономами. Вчені вимірювали температуру та швидкість руху газу за ударною хвилею, створеною вибухом зірки. Вони виявили, що газ при 30 мільйонів К був мав значно меншу швидкість, ніж можна було б очікувати, враховуючи швидкість ударної хвилі. Був зроблений висновок, що замість того, щоб нагрівати газ, частина енергії наднової спрямовувалася на прискорення частинок до релятивістських швидкостей.[27]

У 2013 році, аналіз даних з телескопу Фермі зі спостережень залишків наднових IC 433 і W44 показав, що частина енергії дійсно йде на розгін частинок, причому кожний вибух наднової спричинює до 3×1043 Дж космічних променів, що складає близько 0.1% від загальної енергії спалаху. Були помічені характерні особливості гамма-спектру, що вказували на розпад піона, який, у свою чергу, вказує на високоенергетичні космічні промені.[28][29]

Активним джерелом космічних променів також є Сонце. Енергія таких частинок варіюється від кількох кеВ до ГеВ, тоді як найбільш потужний космічний промінь[30] мав енергію порядку 1020 еВ, що вище на 11 порядків. З іншого боку, потік їх значно вищий, так як джерело (Сонце) знаходиться набагато ближче всіх інших джерел. Вважається, що на Сонці такі частинки генеруються при сонячних спалахах.

Серед інших джерел космічних променів пропонують також нейтронні зорі. У молодих нейтронних зорях із періодами обертання <10 мс діють магнітогідродинамічні сили, як у квазінейтральної рідини із надпровідної плазми із протонів та електронів, що перебувають у нейтронній речовині, можуть прискорювати ядра заліза до швидкостей космчіних променів надвисоких енергій. Магнітне поле, що утворюється надтекучою нейтронною рідиною при швидкому обертанні, напруженістю 108–1011Тл. Така нейтронна зоря класифікується як магнітар. Це магнітне поле є найпотужнішим у спостережуваному Всесвіті і створює релятивістський зоряний вітер, який, як вважається, прискорює ядра заліза, що залишилися від наднової, до необхідної енергії. Це підтверджується спостереженням у 2019 році космічних променів із енергіями >100 ТеВ у Крабоподібної туманності, де знаходиться молодий пульсар з періодом обертання 33 мс.

Також розглядаються активні ядра галактик (АЯГ) в якості прискорювачів частинок. Механізм пропонується схожий, що і запропонував Вінк для спалахів наднових - прискорення частинок у магнітному полі в ударній хвилі. Результати спостережень на обсерваторії П'єра Оже показують, що напрямки прильоту космічних променів надвисокої енергії співвідносяться із розташуваннями активних галактичних ядер. ДІйсно, висока кореляція спостерігалася в роботі 2007 року [31] між розташуваннями АЯГ і 27-ма найпотужнішими космічними променями, зареєстрованих в період між 2004 і 2007 роками. Однак, оскільки використовувана кутова кореляційна шкала досить велика (3,1 градуси), ці результати не однозначно визначають походження таких частинок. АЯГ, тим не менш, можуть бути тісно пов'язаними з фактичними джерелами.

Класифікація[ред. | ред. код]

Первинна космічна частинка стикається з ядром в земній атмосфері, утворюючи атмосферну зливу.

За походженням, космічні промені можна розділити на два види:

  • галактичні космічні промені і позагалактичні космічні промені, тобто частинки високої енергії, що приходять з-за меж Сонячної системи
  • сонячні енергетичні частинки, частинки високої енергії (переважно протони), що випромінюються сонцем, головним чином під час сонячно-протоннх штормів

Часто, однак, термін «космічні промені» використовується для позначення лише позасонячного потоку.

Космічні промені утворюються в різних астрофізичних процесах. Такі первинні космічні промені складаються в основному з протонів і альфа-частинок (99%), з невеликою кількістю важчих ядер (≈1%) і надзвичайно малою часткою позитронів і антипротонів[32]. Вторинні космічні промені спричинені розпадом первинних космічних променів під час їхньої взаємодії з атмосферою і складаються з фотонів, протонів, нейтронів, електронів, позитронів, мюонів, піонів та інших частинок. Причому, позитрони, мюони і піони були вперше виявлені саме в космічних променях.

Первинні космічні промені[ред. | ред. код]

Первинні космічні промені здебільшого походять з-за меж Сонячної системи, а іноді навіть з-за меж Чумацького Шляху. Коли вони взаємодіють з атмосферою Землі, вони утворюють вторинні частинки. Масова частка ядер гелію в космічних променях (28%) близька до первинної поширеності гелію у Всесвіті (24%)[33]. В менших кількостях в космічних променях зустрічаються і важчі ядра, звані HZE-іонами. Через високий заряд і масу HZE-іонів їхній внесок у дозу опромінення космонавта в космосі є значним, навіть незважаючи на те, що їх відносно мало. Частка літію, берилію та бору в космічних променях набагато вища, ніж у Всесвіті в цілому, бо вони утворюються в результаті реакцій сколювання - вибивання кластерів частинок з ядер вуглецю та кисню під час їх зіткнення з міжзоряною речовиною. Сколювання також відповідає за велику кількість іонів скандію, титану, ванадію та марганцю в космічних променях, які утворюються в результаті зіткнень ядер заліза та нікелю з міжзоряною речовиною[34]. Елементний склад космічних променів залежить від енергії, і на найвищих енергіях частка важких ядер може зростати.

В первинних космічних променях також наявні античастинки, - позитрони і антипротони, - хоч їхня кількість і менша за 1% від загальної кількості частинок. За данми Магнітного альфа-спектрометра на борту Міжнародної космічної станції, на енергіях до 500 ГеВ позитронів в космічних променях приблизно в 5 разів менше, ніж електронів, а на вищих енергіях частка позитронів ще менша[35][36][37]. Антипротони космічних променів мають набагато вищу середню енергію, ніж протони[38]. Складні атомні ядра антиматерії в космічних променях не спостерігались, і виміряно, що кількість антигелію становить не більше 1.1 × 10−6 від кількості гелію[39].

Вторинні космічні промені[ред. | ред. код]

Коли космічні промені потрапляють в атмосферу Землі, вони стикаються з атомами, головним чином з киснем та азотом. Це породжує каскад легших частинок, так звану атмосферну зливу вторинних космічних променів, яка включає рентгенівські промені, протони, альфа-частинки, піони, мюони, електрони, нейтрино та нейтрони[40]. Усі вторинні частинки, що утворюються в результаті зіткнення, рухаються по траєкторіях, які можуть відхилятись від початкового шляху первинної частинки на величину порядку одного градуса.

Типовими частинками, що утворюються в таких зіткненнях, є нейтрони та заряджені мезони, такі як позитивні чи негативні піони та каони. Деякі з них згодом розпадаються на мюони та нейтрино, які здатні досягати поверхні Землі. Деякі високоенергетичні мюони навіть проникають на деяку відстань у неглибокі шахти, а більшість нейтрино взагалі здатні пройти Землю наскрізь. Інші частинки розпадаються на фотони, створюючи електромагнітні каскади. Тому в повітряних зливах поряд з фотонами зазвичай домінують електрони і позитрони. Ці частинки, а також мюони можна легко виявити за допомогою багатьох типів детекторів частинок, таких як камери Вільсона, бульбашкові камери, водяні черенковські або сцинтиляційні детектори. Спостереження вторинного потоку частинок у кількох детекторах одночасно свідчить про те, що всі частинки походять від однієї події.

Методи детектування[ред. | ред. код]

Ця стаття є сирим перекладом з іншої мови. Можливо, вона створена за допомогою машинного перекладу або перекладачем, який недостатньо володіє обома мовами. Будь ласка, допоможіть поліпшити переклад. (липень 2018)

Існує два основних класи методів детектування космічних променів:

  1. Пряме детектування первинних космічних променів у космосі або на повітряних кулях у верхніх шарах атмосфери.
  2. Непряме детектування, тобто реєстрація вторинних космічних променів, утворених первинним при проходженні через атмосферу.

Потік космічних променів зменшується із збільшенням енергії, що перешкоджає прямому детектуванню на енергіях понад 1 ПеВ. Як пряме, так і непряме детектування реалізується кількома методами.

Масив ВЕРІТАС повітряного Черенковского телескопа.

Пряме детектування[ред. | ред. код]

Пряме детектування можливе за допомогою всіх видів детекторів частинок на супутниках в космосі або на повітріних кулях у верхніх шарах атмосфери. Однак обмеження на вагу та розмір звужують вибір детекторів.

Один з методів використовує підніту на повітряній кулі стопку тонких полікрбонатних аркушів. Проходження космічних променів викликає розрив хімічних зв’язків або іонізацію в полікарбонаті, яку потім проявляють травленням аркушів розчином гідроксиду натрію. На шляху проходження частинки виявляються ямки травлення, які вимірюються під потужним мікроскопом. Залежність глибини проявленої ямки травлення від номеру аркуша дозволяє робити висновки про параметри частинок, які викликали іонізацію[41].

Непряме детектування[ред. | ред. код]

Наразі існує декілька наземних методів детектування космічних променів, які можна розділити на дві основні категорії: детектування самих вторинних частинок або спостереження їхнього електромагнітного випромінювання в атмосфері.

Перший метод виявлення називається повітряним телескопом Черенкова, призначений для виявлення низько енергетичних (<200 ГеВ) космічних променів за допомогою аналізу їх Черенковського випромінювання, який передбачає дослідження гамма-променів, що випромінювались з швидкістю більшою ніж швидкість світла у їх середній атмосфері[42]. У той же час, ці телескопи надзвичайно добре розрізняють фонове випромінювання і космічні промені. Їхнім недоліком є те, що вони можуть функціонувати тільки в ясні ночі, коли не світить Місяць, і мають дуже невеликі поля зору і активні тільки протягом декількох відсотків часу. Інший телескоп Черенкова використовує воду як середовище, через яку частинки проходять і виробляють випромінювання.

Широкі атмосферні зливи (ШАЗ), один з методів виявлення, вимірювання заряджених частинок, які проходять через них. Детектування ШАЗ дозволяє вимірювати значно вищі енергетичні космічні промені, ніж повітряні черенковсковські телескопи, і в них можна спостерігати широку ділянку неба, і може бути активним близько 90 % часу. Тим не менш, вони меншою мірою здатні відокремити фонові ефекти від космічних променів.

Ще один метод виявляє світло від флуоресценції атомів азоту, що рухаються по атмосфері. Цей метод є найбільш точним для космічних променів з найвищими енергіями[43]. Цей метод потребує ясних ночей.

Інший метод виявляє радіохвилі, випромінювані атмосферними зливами. Цей прийом має високий робочий цикл. Точність цієї методики була покращена в останні роки, як показали різні дослідницькі прототипи, і може стати альтернативою виявленню атмосферного Черенковського світла та флуоресцентного світла, принаймні при великих енергіях.

Проєкти з дослідження космічних променів[ред. | ред. код]

Дзеркало одного з детекторів VERITAS

Наземні:

На повітряних кулях:

Магнітний альфа-спектрометр, встановлений на МКС

Космічні:

Обсерваторії космічних променів надвисокої енергії:

Прояви космічних променів[ред. | ред. код]

Зміни хімічного складу атмосфери[ред. | ред. код]

Космічні промені іонізують молекули азоту та кисню в атмосфері, що призводить до низки хімічних реакцій. Космічні промені також відповідають за утворення в атмосфері Землі ряду нестійкких ізотопів, наприклад, утворення вуглецю-14 в реакції

n + 14N → p + 14C

Майже стала концентрація вуглецю-14 в атмосфері Землі використовується для радіовуглецевого датування[44].

Можливий фактор масового вимирання[ред. | ред. код]

Кілька досліджень дійшли висновку, що розташована недалеко віз Сонячної системи наднова або серія наднових спричинили масове вимирання морської мегафауни в пліоцені через підвищення радіації до небезпечного для тварин рівня[45][46][47].

Джерела[ред. | ред. код]

  1. ↑ Christian, Eric. Are cosmic rays electromagnetic radiation?. NASA. Архів оригіналу за 31 May 2000. Процитовано 11 грудня 2012.
  2. ↑ 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 Durchdringungsfähigkeit auf dem Eiffelturm [Observations of radiation of high penetration power at the Eiffel tower]. Physikalische Zeitschrift (German) . 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. ↑ а б в Nobel Prize in Physics 1936 – Presentation Speech. Nobelprize.org. 10 грудня 1936. Процитовано 27 лютого 2013.
  8. ↑ 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.
  9. ↑ Kolhörster, Werner (1913). Messungen der durchdringenden Strahlung im Freiballon in größeren Höhen [Measurements of the penetrating radiation in a free balloon at high altitudes]. Physikalische Zeitschrift (German) . 14: 1153—1156.
  10. ↑ Kolhörster, W. (1914). Messungen der durchdringenden Strahlungen bis in Höhen von 9300 m. [Measurements of the penetrating radiation up to heights of 9300 m.]. Verhandlungen der Deutschen Physikalischen Gesellschaft (German) . 16: 719—721.
  11. ↑ Hess, V.F. (1936). The Nobel Prize in Physics 1936. The Nobel Foundation. Процитовано 11 лютого 2010.
  12. ↑ 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.
  13. ↑ 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.
  14. ↑ 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.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ Gibb, Meredith (3 лютого 2010). Cosmic Rays. Imagine the Universe. NASA Goddard Space Flight Center. Архів оригіналу за 28 жовтня 2012. 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, Łódź 2009. International Cosmic Ray Conference. Łódź, Poland. с. 6—9. Архів оригіналу (PDF) за 28 травня 2013. Процитовано 17 March 2013.
  18. ↑ 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, Łódź, Poland 2009 - International Cosmic Ray Conference: 36—39. Архів оригіналу (PDF) за 28 травня 2013. Процитовано 17 березня 2013.
  19. ↑ Moskowitz, Clara (25 June 2009). Source of Cosmic Rays Pinned Down. Space.com. TechMediaNetwork. Архів оригіналу за 21 березня 2013. Процитовано 20 March 2013.
  20. ↑ 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.
  21. ↑ Jha, Alok (14 February 2013). Cosmic ray mystery solved. The Guardian. Guardian News and Media Limited. Архів оригіналу за 17 листопада 2013. Процитовано 21 March 2013.
  22. ↑ 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.
  23. ↑ 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.
  24. ↑ 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.
  25. ↑ Gibb, Meredith (3 лютого 2010). Cosmic rays. Imagine the Universe. NASA Goddard Space Flight Center. Процитовано 17 березня 2013.
  26. ↑ 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. Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.
  27. ↑ Science, Clara Moskowitz 2009-06-25T18:18:00Z; Astronomy. Source of Cosmic Rays Pinned Down. Space.com (англ.). Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.
  28. ↑ Science: Evidence Shows That Cosmic Rays Come From Exploding Stars. American Association for the Advancement of Science (англ.). Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.
  29. ↑ 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.
  30. ↑ Ultrahigh-Energy Cosmic Rays Traced to Hotspot. Quanta Magazine. Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.
  31. ↑ 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.
  32. ↑ What are cosmic rays?. NASA. Архів оригіналу за 28 October 2012. Процитовано 31 жовтня 2012.mirror copy, also archived. Архів оригіналу за 4 March 2016.
  33. ↑ Mewaldt, Richard A. (1996). Cosmic Rays. California Institute of Technology. Архів оригіналу за 30 August 2009. Процитовано 26 грудня 2012.
  34. ↑ 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.
  35. ↑ Accardo, L. та ін. (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. Архів (PDF) оригіналу за 17 жовтня 2014.
  36. ↑ 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.
  37. ↑ New results from the Alpha Magnetic$Spectrometer on the International Space Station (PDF). AMS-02 at NASA. Архів (PDF) оригіналу за 23 вересня 2014. Процитовано 21 вересня 2014.
  38. ↑ 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.
  39. ↑ Aguilar, M.; Alcaraz, J.; Allaby, J.; Alpat, B.; Ambrosi, G.; Anderhub, H. та ін. (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.
  40. ↑ Morison, Ian (2008). Introduction to Astronomy and Cosmology. John Wiley & Sons. с. 198. Bibcode:2008iac..book.....M. ISBN 978-0-470-03333-3.
  41. ↑ R.L. Fleischer; P.B. Price; R.M. Walker (1975). Nuclear tracks in solids: Principles and applications. University of California Press.
  42. ↑ Physics Division | The Milagro Gamma-Ray Observatory | Los Alamos National Laboratory. web.archive.org. 5 березня 2013. Архів оригіналу за 5 березня 2013. Процитовано 9 грудня 2019.
  43. ↑ 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. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
  44. ↑ 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. Архів оригіналу за 21 May 2013. Процитовано 28 жовтня 2011.
  45. ↑ 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.
  46. ↑ Benitez, Narciso та ін. (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.
  47. ↑ 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.
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Космічні_промені&oldid=41956220