Գալակտիկական Տիեզերական Ճառագայթներ և գերնոր մնացորդներ

Հեշտ չէ բացահայտել այն գոտիները, որտեղից գալիս են տիեզերական ճառագայթները, որովհետև լիցքավորված մասնիկները ուղիղ գծով չեն տարածվում: Մենք կարող ենք որոշել աստղերի դիրքը, քանի որ դրանց լույսը գալիս է տիեզերքի որևէ կոնկրետ ուղղությունից: Մեզ հայտնի է, որ մինչև 1015 էՎ (10ԳէՎ) էներգիայի տիեզերական ճառագայթները կարող են երբեմն գալ արևից՝ անցնելով միջմոլորակային դաշտերի ուժագծերի միջով: Սակայն մինչև 1019 էՎ էներգիաներով տիեզերական ճառագայթների անընդհատ հոսքը կարող է Երկիր հասնել տիեզերքի ցանկացած մասից: Սա պայմանավորված է նրանով, որ լիցքավորված մասնիկները անցնում են մեր Գալակտիկայի տուրբուլենտային մագնիսական ուժագծերի միջով: Արդյունքում, տիեզերական ճառագայթները տարածվում են, ինչպես մոլեկուլները տաք գազի մեջ, և դրանց սկզբնական շարժման ուղղությունը վերջնականապես կորում է նեյտրոնային մոնիտորների չափումներին ենթակա մասնիկների էներգիաների մեջ:

Համեմատելով արևի հիմնական էներգետիկ մասնիկների միջին էներգիաները 1010 էՎ-ից բարձր ամենաէներգետիկ տիեզերական ճառագայթների հետ՝ պարզ է դառնում, որ շատ տիեզերական ճառագայթներ չեն կարող արագացվել արևի նման սովորական աստղերում: Որոշ հատուկ պայմաններ, դեպքեր, երբ մեծ քանակությամբ էներգիա է արտանետվում, պետք է հանդիսանան բարձր էներգետիկ տիեզերական ճառագայթների առաջացման հիմքը:

Այս էջում կսահմանափակվենք էներգիաներով, որոնք կարող են գրանցվել երկրի վրա նեյտրոնային մոնիտորնեևրի միջոցով և կքննարկենք գալակտիկական տիեզերական ճառագայթները: Գալակտիկական տիեզերական ճառագայթները կարող են ավելի մեծ էներգիաներ ունենալ, քան նեյտրոնային մոնիտորները իվիճակի են գրանցել:

Ներկայումն կարծիք կա, որ մինչև 1015 էՎ-ի հասնող էներգիաներով պրոտոնները գալիս են մեր Գալակտիկայից, ինչպես նաև ավելի քան հազար անգամ ավելի բարձր էներգիաներով իոնները:

Նույնիսկ ավելի բարձր էներգիաների տիեզերական ճառագայթները խիստ հետաքրքրություն են ներկայացնում ուսումնասիրությունների համար և ներկայումս դրանք ուումնասիրվում են նոր հզոր սարքավորումներով: Ավելի շատ տեղեկություններ կարելի է ստանալ այցելելով Auger և TAL աստղադիտակային համագործակցությունների կայքերը:

Որտե՞ղ են արագացվում տիեզերական ճառագայթները

Լիցքավորված մասնիկների և հարվածային ալիքների արգացումը


Որտե՞ղ են արագացվում տիեզերական ճառագայթները

Ինչպես արդեն նշվեց, ուսումնասիրվել է արևային մասնիկների արագացումը մինչև 10 ԳեՎ էներգիաները, սակայն սրանք եզակի դեպքեր են: Ինչևիցե, տիեզերական ճառագայթների ազդեցությունը երկրի վրա կայուն է: Այսպիսով, տիեզերական ճառագայթների մեծ մասը չի կարող գալ արևից կամ արեգակնատիպ աստղերից:.

Տարրական տարատեսակների կծիկներ

Մեկ այլ պատճառ կարծելու համար, որ տիեզերական ճառագայթների մեծ մասը մեզ է հասնում որոշակի հեռավորությունից, առաջարկում է տիեզերական ճառագայթների մեջ զանազան քիմիական տարրերի առկայությունը:

Այս նկարում (http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cosmic_rays.html) համեմատվում են Երկրի մոտակայքում արբանյակների կողմից չափված տիեզերական ճառագայթների առատությունը (կապույտ գիծ) արեգակնային համակարգում տարրերի միջին առատության հետ (կարմիր սալիկներ): Հորիզոնական առանցքը ցույց է տալիս պրոտոնների քանակը միջուկի մեջ և համապատասխան քիմիական տարրի սիմվոլը նշված է գծագրի վերևում: Ներկայացված են սիլիկոնի տարատեսակները: Սիլիկոնի մեկ միջուկի դիմաց (14 պրոտոն) առկա են ավելի քան մեկ մլն. H (1 պրոտոն) և 100 Fe միջուկներ (26 պրոտոն):

Տարրերի մեծ մասի համար տիեզերական ճառագայթների և արեգակնային համակարգի հարաբերական տարատեսակները համանման են: Սա չի նշանակում, որ տիեզերական ճառագայթները գալիս են արեգակնային համակարգից, քանի որ արեգակնային համակարգի տարատեսակներն իրենց բնույթով նման են մեր Գալակտիկայի տարրերի տարատեսակներին: Սակայն գոյություն ունեն նաև տարբերություններ. թեթև միջուկներ ջրածինը (H) և հելիումը (He) ավելի քիչ են հանդիպում տիեզերական ճառագայթներում քան արեգակնային համակարգում, ինչը կարող է արագացման գործընթացի հետևանք հանդիսանալ: Տարրերի երկու խմբեր ավելի հաճախ են հանդիպում տիեզերական ճառագայթների մեջ քան ողջ տիեզերքում. թեթև տարրեր լիթիումը (Li,) բերիլիումը (Be) և բորը (B),որոնք կազմված են 3-5 պրոտոններից, և 21-25 պրոտոններով ծանր տարրերից (սկանդիում Sc, տիտան Ti, վանադիում V, քրոմ Cr, մարգանիում Mn).

Ինչու են մասնիկների այս տեսակները շատ ավելի տարածված տիեզերական ճառագայթների մեջ, քան ողջ տիեզերքում: Նկատի առեք, որ երկու խմբերի համար կան բավականին շատ տարրեր, որոնք մի փոքր ավելի ծանր են. C, N, O թեթև տարրերի շարքից, Fe և այլն ծանր տարրերի շարքից: Li, B և Sc, Mn միջուկների զանգվածները սկզբնապես արագացված մասնիկների մեջ չեն մտնում, այլ առաջացել են միջաստղային տարածությունների մեջ սկզբնապես արագացված մասնիկների` շրջապատող բյուրեղների հետ բախումներից: Բախումները ոչնչացնում են ծանր բյուրեղները և ստեղծում էներգետիկ մնացորդներ՝ գերտարածված տիեզերական մասնիկների տեսակներԱյս մոտեցումն իր հերթին պահանջում է, որպեսզի տիեզերական ճառագայթները իրենց սկզբնաղբյուրից մինչև մեզ հասնելը հատեն մինիմալ քանակի նյութ, և մենք կարող ենք բացահայտել դրանց տարիքը և անցած հեռավորությունը. անցած հեռավորությունը տիեզերական ճառագայթների բոլոր տեսակների համար նույնը չէ, սակայն միջինում այն ավելին է քան մեր Գալակտիկայինը: Իմանալով, որ տիեզերական ճառագայթները բարդ ճանապարն են անցնում տուրբուլենտային գալակտիկական մագնիսական դաշտերի միջով, այս արդյունքը նմանեցված է մինչև 1015 էՎ տիեզերական ճառագայթների պրոտոնների և մինչև գրեթե 1018 էՎ իոնների ծագմանը:



Էջի սկիզբ


Գերնոր և հարվածի ալիքներ

Տիեզերական ճառագայթների ծագումը բացահայտելու համար մենք, հետևաբար, պետք է փնտրենք մեր Գալակտիկայում հզոր երևույթներ: Մեր Գալակտիկայում էներգիայի արտանետման ուժեղ դեպք է հանդիսանում գերնոր պայթյունների դեպքը. խոշոր աստղի պայթյունն իր գոյության վերջում, երբ այն այլևս հնարավորույուն չունի պահպանել հավասարակշռությունը և էներգիայի արտադրությունն իր ներքին շերտերի մեջ միջուկային սինթեզի միջոցով: Երբ նման աստղի միջուկը պայթում է, դրա արտաքին շերտերը, որոնք գազի որոշակի արեգակնային զանգվածներ են պարունակում, հսկայական արագությամբ արտանետվում են միջաստղային տարածություններ: Գերձայնային ինքնաթիռի նման Երկրի մթնոլորտի մեջ նյութի այս սաստիկ շարժն առաջացնում է հարվածային ալիք: Իոնացված գազի մեջ հարվածի ալիքները հանդիսանում են լիցքավորված մասնիկների արդյունավետ արագացուցիչներ: Գերնոր հարվածները մի քանի հազար կմ/վ սկզբնական արագություն ունեն: Դրանք տասնյակ հազարավոր տարիների ընթացքում նվազեցնում են արագությունը:

Այսօր մենք կարող ենք տեսնել քիչ թե շատ վաղ անցյալի գերնոր պայթյունների մնացորդները: Որպես օրինակ կարող է ծառայել 1006թ-ի գերնոր պայթյունի մնացորդը, որն այդ ժամանակ մի քանի շաբաթ շարունակ շատ պայծառ էր և հայտնվեց որպես «նոր աստղ»: Այդ աստղի փոխարեն մենք այսօր տեսնում ենք գրեթե գնդաձև միգամածություն՝ ներկայացված վերևի պատկերի երկու անգույն նկարներում, (մյուս գունավոր նկարը. մուգ շողքը ցույց է տալիս պայծառ ժայթքումը): Դիտարկումները կատարվել են (843 MHz) ռադիո հաճախականություններում, և ռենտգենյան ճառագայթներում (տես http://w0.sao.ru/cats/~satr/SNR/snr_map.html).

Գերնոր պայթյունի մնացորդը դառնում է կաղապարանման, որը դրսևորում է տաքացված գազը (ռենտգենյան ճառագայթներ) հարվածի ալիքի շրջակայքում, ինչն էլ տարածվում է շրջակա միջաստղային միջավայր: Աջ կողմի գունավոր նկարը ցույց է տալիս օբյեկտի ամենաթարմ քարտեզների հավաքածուն՝ միավորելով Chandra աստղադիտակի ռենտգենյան դիտարկումները (կապույտ) տարբեր օպտիկական նկարների հետ (դեղին, նարնջագույն, բաց կապույտ) և ռադիո պատկեր (կարմիր) հետևյալ կայքից http://chandra.harvard.edu/photo/2008/sn1006c/ :

Ի՞նչ են այս լուսանկարները պատմում մեզ լիցքավարված մասնիկների մասին: Տարբեր հաճախականություններում հետազոտությունների արդյունքում մեզ հայտնի է, որ ռադիո արտանետումները և ռենտգենյան ճառագայթների մի մասը սինխրոտրոն ճառագայթում են: Սինխրոտրոն ճառագայթումն առաջանում է շատ բարձր էներգիայի էլեկտրոններից կամ պոզիտրոններից, որոնք շարժվում են մագնիսական ուժագծերի շուրջը: Որքան բարձր է մասնիկի էներգիան այնքան բարձր է այս ճառագայթման հաճախականությունը: Սինխրոտրոնի մեխանիզմի և միջաստղային մագնիսական դաշտերի մասին եղած ինֆորմացիան օգնում է տեսնել, որ 843 մՀց ռադիո ճառագայթներ արտանետող էլեկտրոնները մի քանի ԳեՎ (109 էՎ) էներգիա ունեն: Ռենտգենյան ճառագայթներն ավելի բարձր հաճախականության էլեկտրոմագնիսական ալիքներ են, քան ռադիո ճառագայթումները: Ռենտգենյան ճառագայթումը երևան է հանում էլեկտրոններ 1014 էՎ էներգիայի էլեկտրոններ:

Այսպիսով գերնոր մնացորդները, հստակորեն, բարձր էներգիայի էլեկտրոնների աղբյուր են հանդիսանում տիեզերական ճառագայթների բազմազանության մեջ: Ի՞նչ կարելի է ասել պրոտոնների և միջուկների մասին: Դժբախտաբար, մենք շատ ավելի քիչ էլեկտրամագնիսական ցուցումներ ունենք դրանց համար: Պրոտոնները և միջուկները միջուկային փոխազդեցությունների միջոցով ճառագայթում են առաջացնում: Պարզագույն նշանները գամմա ճառագայթներն են՝առաջացած քայքայված չեզոք պիոններից: Չեզոք պիոններն անկայուն մասնիկներ են: Դրանք առաջանում են, երբ բարձր էներգիայի պրոտոնը բախվում է միջաստղային միջավայրի պրոտոնին կամ միջուկին: Չեզոք պիոնը գրեթե անմիջապես քայքայվում է գամմա ճառագայթների մեջ՝ տարբեր էներգիաներով, բայց որի մաքսիմումը հասնում է 67 ՄէՎ ֆոտոնի էներգիայի ՝ չափված այն սահմանում, որտեղ պիոնը հանգստանում է: Եթե քայքայվող պիոնը շարժվում է մեծ արագությամբ, ճառագայթումը կարող է տեսանելի լինել շատ ավելի բարձր ֆոտոնային էներգիաների մեջ՝ մինչև ՏէՎ (1012 էՎ):

Սակայն այս ճառագայթումը, եթե այն գոյություն ունի, թաքնված է տարբեր տեսակների էներգետիկ էլեկտրոնների ճառագայթումների մեջ: HESS աստղադիտակների շարքը Նամիբիայում գրանցել է շատ բարձր էներգիաների գամմա ճառագայթների լայնածավալ ճառագայթում (100 ԳէՎ-ից բարձր), ինչը վերագրվում է տիեզերական ճառագայթների պրոտոններին և միջուկներին: Գամմա ճառագայթների սպեկտրի առանձնացումը պիոնի քայքայումից նոր FERMI աստղադիտակի համար ևս կարևոր նախագիծ է հանդիսանում:



Էջի սկիզբ


The Լիցքավորված մասնիկների արագացումը հարվածային ալիքի ժամանակ

Հարվածային ալիքը ներգործում է լիցքավորված մասնիկի վրա ինչպես թենիսի ռակետը գնդակի վրա. եթե խաղացողը ռակետով կտրուկ հարվածում է գնդակին, այն առաջ է մղվում մեծ արագությամբ, ավելի մեծ արագությամբ քան այն եկել էր: Գնդակն արագացվել է:

Իոնացված և մագնիսացված գազի մեջ հարվածի ալիքի դեպքում մասնիկն առաջ է մղվում, քանի որ մագնիսական դաշտը սեղմվել է և ուժգնացել հարվածի հետևանքով: Մասնիկի անդրադարձումը նման է Երկրի մթնոլորտից անդրադարձին, ինչը կանխում է ցածր էներգիայի տիեզերական ճառագայթներ մուտքը մթնոլորտ: Մագնիտոսֆերայի դեպքում լիցքավորված մասնիկը հանդիպում է օբյեկտի, որը գրեթե անշարժ է: Մասնիկն անդրադարձվում է նույն արագությամբ, որով այն ներխուժել է Մագնիտոսֆերա. ճիշտ այդպես կլիներ, եթե խաղացողը չշարժեր ռակետը, երբ գնդակը հարվածեր դրան: Սակայն հարվածի ալիքը անշարժ չէ: Այն հեռանում է իրեն ծնող աստղից դեպի միջաստղային տարածություններ: Մասնիկն, այս թափառող հարվածի կողմից անդրադարձից հետո, ավելի բարձր արագություն է ստանում, քան առաջ. լիցքավորված մասնիկն արագացվել է գերնոր հարվածի հետ բախվելուց հետո: Գեթ մեկ հարվածից հետո էներգիան շատ չի մեծանում, սակայն երբ մասնիկը շատ հարվածների է ենթարկվում, կամ նույն հարվածին մի քանի անգամ, այն կարող է զգալի էներգիաների արագացվել: Դա է ներկայումս պրոտոնների և միջուկների 1015-1018 էՎ էներգիաների հասնելու մասին պատկերացումը, տիեզերական ճառագայթների սպեկտրի «ծունկը»:

Մասնիկների արագացման վերջնագիծը կախված է օգտակար ժամանակից և միջավայրի էներգետիկ մասնիկների` հարվածից անդրադառնալու հնարավորությունից, ասյպիսով դրանք կունենան օժանդակ հրում: Գերնոր աստղային հարվածները տարածվում են, դրանք որոշ ժամանակ ուժեղ են, սակայն աստիճանաբար կորցնում են ուժը, երբ սկսում են տարածվել դեպի շրջակա միջաստղային միջավայր և արագացնել մասնիկները: Սա է պատճառը, որ հետազոտողները կարծում են, որ 1015 էՎ-ից բարձր տիեզերական ճառագայթների պրոտոնները և 1018 էՎ բարձր իոնները ավելի բարձր արագացման կարիք ունեն, ինչը հնարավոր չէ մեր Գալակտիկայում:

Տես նաև http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/topics/snr_group/cosmic_rays....



Էջի սկիզբ