Космічні промені Космі чні про мені заряджені частинки високих енергій з космічного простору Майже 90 від загальної кіль

Космі́чні про́мені — заряджені частинки високих енергій з космічного простору. Майже 90 % від загальної кількості частинок складають протони, 9 % — ядра гелію (альфа-частинки) та близько 1 % — електрони (бета-мінус частинки). Слово «промені» в назві явища не слід сприймати буквально, оскільки частинки потрапляють в атмосферу Землі окремо, а не у вигляді напрямленого пучка частинок чи променя. Назва походить з часів відкриття явища і є більше даниною історії, аніж описом суті явища.

Наявність частинок з різними енергіями відображає розмаїття джерел цих частинок. Походження частинок варіюється від енергетичних процесів в надрах Сонця до не з'ясованих ще достатньо механізмів у найвіддаленіших куточках видимого Всесвіту. Космічні промені можуть сягати енергій вище 10²⁰ еВ, що значно перевищує можливості теперішніх земних прискорювачів частинок, в яких можна надати частинці кінетичну енергію лише порядку 10¹²−10¹³ еВ (дивіться Космічні промені надвисоких енергій для опису реєстрації частинки з енергією близько 50 Дж, що еквівалентно тенісному м'ячу розігнаному до швидкості 42 м/с). Планується досліджувати частинки навіть з більшими енергіями.

Історія Редагувати

Існування космічних променів довів 1912 року Віктор Франц Гесс. Під час затемнення Сонця на висоту 5300 м на повітряній кулі було піднято три електрометри. Швидкість їх розрядки виявилася вчетверо більшою, ніж на поверхні. Оскільки випромінювання Сонця було усунено, Гесс зробив висновок про існування в космосі променів, які мають велику іонізаційну здатність. За ці дослідження він отримав Нобелівську премію з фізики 1936 року.

Відкриття Редагувати

У 1909 р. Теодор Вульф розробив електрометр — прилад для вимірювання швидкості утворення іонів всередині герметично закритого контейнера і застосував його для показу вищого рівня іонізації на вершині Ейфелевої вежі. Однак його публікація в Physikalische Zeitschrift, не отримала широкого прийняття. У 1911 р. Доменіко Пачіні спостерігав зміни швидкості іонізації над озером, над морем та на глибині 3 метри від поверхні. Через зниження радіоактивності під водою Пачіні зробив висновок, що певна частина іонізації має бути обумовлена не радіоактивністю земних порід, а іншими джерелами.

7 серпня 1912 року Віктор Гесс підняв три електрометри Wulf високої точності на висоту 5300 метрів на повітряній кулі. Він виявив, що швидкість іонізації збільшилася приблизно вчетверо порівняно зі швидкістю на рівні землі. Підйом повітряної кулі здійснювався під час майже повного затемнення, коли Місяць блокує більшу частину випромінювання від Сонця. Таким чином Гесс виключив Сонце як джерело іонізації. Попри те, Гесс відзначив зростання радіації з висотою. Він пояснив результати спостережень припущенням, що випромінювання високої проникної здатності надходить в атмосферу Землі зверху, з космосу. У 1913–1914 рр. Вернер Колхорстер підтвердив результати Гесса, вимірявши підвищену швидкість іонізації на висоті 9 км.

За своє відкриття Гесс отримав Нобелівську премію з фізики 1936 року.

Ідентифікація Редагувати

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 Вернов 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 Редагувати

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.

Методи виявлення Редагувати

В даний час використовуються, кілька наземних методів реєстрації космічних променів.

Масив ВЕРІТАС повітряного Черенковского телескопа.

Пряме виявлення Редагувати

Пряме виявлення можливе за допомогою всіх видів детекторів частинок на МКС, на супутниках або на висотних кулях. Однак існують обмеження у вазі та розмірах, що обмежують вибір детекторів.

Порівняння доз радіації — містить у собі виявлену під час подорожі від Землі до Марса по RAD в MSL (2011—2013).

Прикладом методики прямого виявлення є метод, розроблений Робертом Флейшер, Бурфордом Прайсом, і Робертом М. Вокер для використання у висотних аеростатах. У цьому методі, листи прозорого пластику, такі як 0,25 мм полікарбонату, які складені разом і піддаються безпосередньо впливу космічних променів в просторі або на великій висоті. У верхній частині стеку ширина іонізації менша, через високу швидкість космічних променів. Космічна швидкість променя зменшується через уповільнення в стеку, іонізація зростає уздовж шляху. Отримані листи пластику «травлення» або повільно розчинюють в теплому розчині каустичної соди їдкого натрію, який видаляє матеріал поверхні з повільною, відомою швидкістю. Каустична сода гідроксиду натрію розчиняє пластик більш швидкими темпами по шляху іонізації. Кінцевим результатом є конічне травлення ями в пластиці. Ямки травлення вимірюється під мікроскопом високої роздільності (зазвичай 1600X), а швидкість травлення у вигляді функції від глибини в шаруватої пластмаси.

Цей метод дає унікальну криву для кожного атомного ядра від 1 до 92, що дозволяє ідентифікувати, як плату та енергії космічних променів, який проходить через пластиковий стек. Чим ширший конус іонізації уздовж шляху, тим вищий елемент. На додаток до цього використання для виявлення космічних променів, метод також використовується для виявлення ядер, створених як продукти ядерного ділення.

Непряме виявлення Редагувати

Наразі існує декілька наземних методів виявлення космічних променів, які можна розділити на дві основні категорії: виявлення вторинних частинок, що утворюють широкі атмосферні зливи (ШАЗ) різними типами детекторів частинок, та виявлення випромінюваних електромагнітних ШАЗ 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. 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. 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.

Склад Редагувати

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 вірогідність 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 ~Е_max — 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. А у 1948 році, Хорес Бебкок припустив, що змінні магнітні зорі теж можуть бути джерелом космічних променів. Згодом, Й. Секідо та ін., ідентифікували Крабоподібну туманність як джерело космічних променів. З тих пір, почала з'являтись велика кількість різноманітних потенційних джерел космічних променів, в тому числі наднові, активні ядра галактик, квазари та гамма-спалахи. 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. 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. У 2009 році наднові, як заявили дослідники, були скуті відкриттям зробленим групою вчених з використанням даних з Дуже Великого Телескопа. Однак, цей аналіз був спростований даними з детектора PAMELA^[en], 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. 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.

Взаємодія космічних променів з земною атмосферою Редагувати

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 носить назву адронної зливи. 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 носить 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⁺ + ʊ_μ, π^-(або K^-) → μ^- + ʊ̃_μ, K^+,–,0 → 2π, μ⁺ → e⁺ + ʊ_e + ʊ̃_μ, μ^– → e^– + ʊ̃_e + ʊ_μ.

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 Редагувати

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 Редагувати

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 x_g=5~10 г/см². Цю величину слід співставити з кількістю речовини Галактики, яке проходить по прямій x_og=ρ·R_G≈0.01 г/см². Відношення x_g до x_og ≈ 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 Редагувати

У 1934 році, Бааде та Цвіккі запропонували в якості джерел космічних променів наднові зорі. Таке припущення підкріплювалося розрахунками із наближенням, де частинки мають середню енергію у 0.1 енергії спокою, середня концентрація наднових у Галактиці відповідає одній на 10⁶ світлових років (по концентрації туманностей), а також середня частота появ наднових складає близько однієї на 1000 років. В результаті, потік виходив від 0.8×10⁻³ ерг/(см²c) до 8×10⁻³ ерг/(см²c), тоді як спостереження показували ~3.3×10⁻³ ерг/(см²c). Це був результат, що задовольняв в цілому, однак ніяких подальших теоретичних підтверджень він не отримав у наступні 70 років.

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.

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.

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.

Активним джерелом космічних променів також є Сонце. Енергія таких частинок варіюється від кількох кеВ до ГеВ, тоді як найбільш потужний космічний промінь 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 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.

Проєкти по дослідженню космічних променів Редагувати

Наземні Редагувати

H.E.S.S. Редагувати

H.E.S.S. (від англ. High Energy Stereoscopic System) — система черенковських телескопів, що призначена для вивчення γ-випромінювання в діапазоні енергій від 100 ГеВ до 100 ТеВ. Названа так на честь нобелівського лауреата з фізики Віктора Гесса, який відкрив космічні промені. Інструмент дозволяє вченим досліджувати γ-джерела, потік від яких у тисячі разів слабший потоку від Крабоподібної Туманності (найяскравішого постійного джерела гамма-випромінювання на небі). H.E.S.S. знаходиться у Намібії біля гори Гамсберг, у місцевості, добре відомій своїм гарним астрокліматом. Перший з чотирьх телескопів був введений в експлуатацію влітку 2002 року. Всі чотири задіяні у грудні 2003 року; офіційне відкриття — 28 вересня 2004 року.

Детектування гамма-променів високих енергій за допомогою телескопа H.E.S.S. , базується на спостереженні черенковського випромінювання в атмосфері.

Високоенергетичний гамма-фотон потрапляє в атмосферу і генерує зливу вторинних частинок. Кількість частинок досягає максимуму на висоті близько 10 км. Утворені частинки мають значну енергію і рухаються з швидкістю більшою за швидкість світла в повітрі, внаслідок чого випромінюють слабке блакитне світло. Черенковське випромінювання зосереджено у конусі і освітлює на поверхні землі ділянку близько 250 метрів в діаметрі. Наприклад, для фотону з енергією 1 ТеВ на поверхні реєструється близько 100 фотонів видимого світла на м².
Отримане зображення дає трек атмосферної зливи, який вказує на космічне джерело, від якого прийшов гамма-фотон. Кілька телескопів дають змогу відтворити просторову геометрію явища.

Характеристики системи Редагувати

H.E.S.S. — стереоскопічна система, в якій кілька телескопів спостерігають одну й ту ж ділянку неба.

Монтування Редагувати

Головні чотири телескопи (Етап I) розташовані у квадраті зі стороною 120 метрів. Таке розташування телескопів є гарним компромісом між великою базою та бажанням щоб 2 або більше телескопів потрапляли під широку атмосферну зливу.
Телескопи використовують альт-азимутальне монтування. Максимальна швидкість повороту системи 100 градусів на хвилину.
Діагональ квадрата спрямована в напрямку північ-південь.

Дзеркало Редагувати

Дзеркало з міркувань економії сегментоване на 382 частини по 60 см кожна.
Виготовлено з алюмінованого скла.
Має фокальну довжину 15 метрів.
Загальна площа кожного з чотирьох дзеркал — 108 м².
Відбивна здатність >80 % (300—600 нм).
Орієнтація кожного сегменту налаштовується двома сервоприводами.

На Етапі II передбачено розташування єдиного великого дзеркала (~ 600 м²) у центрі квадрата.

Камера Редагувати

Особливості спостережуваного об'єкта вимагають від камери: малого розміру пікселя для розділення деталей зображення; широкого поля зору для спостереження протяжних об'єктів; системи, що відкидає фонове випромінювання.

Розмір камери: 1,6 метрів в діаметрі, вага ~ 800 кг.
Поле зору 5⁰.
Система з 960 детекторів — мікроканальні трубки.

Система збігів Редагувати

H.E.S.S. здійснює просторове відтворення атмосферної зливи для визначення її положення в просторі, тип і енергію частинки, що породила зливу. Тому записуються лише ті зливи, що спотерігаються як мінімум на двох телескопах. Система збігів отримує сигнали від кожного із телескопів і здійснює пошук відповідностей, аналізуючи затримки в сигналі від різних телескопів, які пов'язані з їхнім положенням.

Накопичення даних Редагувати

Система накопичення даних (DAQ — Data Acquisition System) здійснює збір та об'єднання даних з різних телескопів та систем моніторингу. Крім того вона здійснює первинний аналіз.

Дані з різних телескопів йдуть через 100 Mb Ethernet лінію до системи процесорів.
Система процесорів: 16 двоядерних Pentium 800 MHz процесорів без локальних дисків. Тут дані з різних телескопів комбінуються у повну подію, що після аналізу зберігається на локальних дисках.

досягнення проєкту Редагувати

Основна мета проєкту H.E.S.S. — дослідження генерації і поширення високоенергетичних частинок у Всесвіті, тобто дослідження не теплового випромінювання Всесвіту. Не теплове випромінювання генерує багато різноманітних джерел. H.E.S.S. вже знайшов низку нових джерел [ 18 грудня 2010 у Wayback Machine.]:

H.E.S.S. зареєстрував гаммма-випромінювання від залишків наднових RX J1713.7-3946 [ 1 січня 2011 у Wayback Machine.] і RX J0852.0-4622 [ 1 січня 2011 у Wayback Machine.] та розділив структуру їхніх оболонок.
H.E.S.S. додав низку об'єктів до переліку відомих пульсарів туманностей, включаючи залишок наднової G0.9+0.1 [ 1 січня 2011 у Wayback Machine.], подвійний пульсар PSR B1259-63 [ 1 січня 2011 у Wayback Machine.] і протяжну туманність MSH 15-52 [ 1 січня 2011 у Wayback Machine.].
Досліджуються активні галактики, включаючи PKS 2155—304 [ 1 січня 2011 у Wayback Machine.] та нещодавно відкрита PKS 2005—489.

Основна мета таких інструментів як H.E.S.S. — знайти значну кількість джерел кожного типу для розділення їх на класи та класифікації механізмів прискорення.

MAGIC Редагувати

MAGIC (англ. Major Atmospheric Gamma-ray Imaging Cherenkov Telescope) — наразі це система з двох наземних черенковських телескопів, що належать обсерваторії Рок де лос Мучачос на острові Ла-Пальма. Призначені для реєстрації черенковського випромінювання від злив частинок, породжених гамма-променями високих енергій (25 ГеВ — 30 ТеВ). Розташовані на висоті 2200 м над рівнем моря — в ідеальних умовах для оптичних спостережень, які, отже, обмежуються головним чином місячними ночами. В околі 2500 метрів від телескопів MAGIC розташовані такі відомі оптичні телескопи як Telescopio Nazionale Galileo та один з найбільших оптичних телескопів Gran Telescopio Canarias. MAGIC — це найбільші у світі телескопи свого типу. MAGIC-I розпочав свою роботу у 2004 році, він має діаметр фокусуючої поверхні 17 метрів (площа поверхні 236 м²). MAGIC-II, що розташований на відстані 85 метрів від «брата-близнюка», побачив перше світло наваесні 2009 і з вересня цього ж року розпочалися стереоскопічні спостереження одночасно двома телескопами. Проєкт MAGIC є технологічним продовженням експерименту HEGRA, який мав 5 телескопів однакового типу, щоправда меншого розміру (8.5 м).

Характеристики телескопа Редагувати

Характеристики обох телескопів подібні, MAGIC-II має кращі фотопомножувачі, більш піксельну камеру та дешевшу і компактнішу систему зчитування. Телескопи у своїй комплектації мають:

Сегментоване 17-метрове дзеркало із 241 квадратних алюмінієвих шматків площею 1м² (кожен — ще з чотирьох сегментів площею 50х50 см²), ефективна площа дзеркала 236 м².
Детектор із 577 фотопомножувачів у MAGIC-I (1039 — y MAGIC-II), причому 397 0.1^оFOV (Field Of View) фотопомножувачів оточені більшими 0.2^оFOV (Field Of View).
Оптоволоконні кабелі для швидкої передачі аналогових сигналів.
Аналогово-цифровий перетворювач з частотою 2ГГц.

Маса повністю укомплектованого телескопа становить 40 тонн. Час наведення на будь-яку ділянку неба до 40 секунд.

Астрофізичні цілі експерименту Редагувати

Блазари (BL Lac) — дослідження об'єктів EGRET, а також відкриття нових джерел, Активних Галактичних Ядер.
Космологія — вимірювання фону в близькому інфрачервоному діапазоні ( поглинання).
— Пульсари.
Залишки наднових.
Космічні промені — генерація та прискорення.
Високоенергетичні гамма-спалахи (завдяки можливості швидкого наведення).
Космомікрофізика (пошук розпадних/анігіляційних емісійних ліній від галактичного центру, — ліній розпаду темної матерії).
Ототожнення «неідентифікованих джерел EGRET» (позиційна точність одного телескопа ).

Результати спостережень Редагувати

Звісно, це, наразі, результати спостережень MAGIC-I, результати спільних спостережень, поки що, є лише для Краба, і вони показали значне покращення чутливості порівняно із даними одного MAGIC-I.

Не знайдено пульсуючого гамма-випромінювання вище 25 ГеВ від пульсара в Крабоподібній туманності.
Зареєстровано дуже високоенергетичні гамма-кванти від квазара 3С 279, який знаходиться на відстані 5 мільярдів світлових років від Землі. Це вдвічі покращує попередній рекорд найвіддаленішого гамма-джерела.
Знайдено відповідник Cas A — точкове джерело (в межах роздільної здатності телескопа) на енергіях вище 250 ГеВ зі значимістю та зі степеневим спектром (2.3±0.2), що простягається до високоенергетичних гамма-квантів (> 1 ТеВ).
Не знайдено космічних променів від розпаду темної матерії у карликовій галактиці Draco.
Найбільш дискусійним результатом виявилося спостереження залежності від енергії швидкості поширення ТеВ-них гамма-квантів, зареєстрованих з напрямку на блазар Маркарян 501 9 липня 2005 року. Фотони з енергіями від 1.2 ТеВ до 10 ТеВ приходили через 4 хвилини після реєстрації менш енергетичних квантів у діапазоні 0.25 — 0.6 ТеВ. Середня затримка становила 0.030 ± 0.012 сек/ГеВ. У разі, якщо фотони були народжені одночасно у системі відліку джерела, то це може навіть означати певні межі на масштаб мас квантової гравітації

VERITAS Редагувати

VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) нова головна гамма обсерваторія наземного базування, оснащена масивом з чотирьох 12-метрових рефлекторів, які здатні детектувати гамма-випромінювання в GeV- TeV діапазоні, і сконструйовані аналогічно до 10-метрових рефлекторів Fred Lawrence Whipple Observatory. Кожен з них складається з системи, яка дозволяє досягнути максимальної гнучкості і найвищої чутливості в діапазоні 50 GeV — 50 TeV (з максимум чутливості 100 GeV до 10 TeV). Це обсерваторія ефективно доповнює GLAST

Характеристики VERITAS Редагувати

11,89 метрова апертура;
350 дзеркал на кожну антену;
499-піксельна камера на кожному телескопі;
кожен телескоп має поле зору 3.5 градусів;
працює в діапазоні від 50 GeV до 50 TeV.

Наукові задачі для VERITAS Редагувати

Масив черенковських телескопів Редагувати

Масив черенковських телескопів (англ. The Cherenkov Telescope Array, CTA) — інтернаціональний проєкт побудови наступного покоління наземних інструментів для дослідження космічного простору в діапазоні гамма-випромінювання від десятків ГеВ до понад 100 ТеВ. Обсерваторію пропонується зробити відкритою і доступною широкому співтовариству астрофізиків. Проєкт буде складатися з двох масивів атмосферних черенковських телескопів, одного у північній півкулі з акцентом на вивчення позагалактичних об'єктів найнижчих енергій, а другого в південній півкулі, який має покривати повний діапазон енергій та фокусуватися на галактичних джерелах. Програма CTA з фізики охоплює не тільки астрофізику високих енергій, але й космологію та фундаментальну фізику.

CTA намагається вдосконалити на порядок чутливість сучасного покоління IACT, таких як MAGIC, H.E.S.S. та VERITAS. Передбачається, що він буде складатися з десятків IACT з різноманітними розмірами дзеркал. Виробництво перших телескопів розпочали 2013 року. CTA розробляє та будує міжнародне співтовариство вчених за ініціативою європейських інституцій. Цей проєкт внесено в довгостроковий план Європейського Форуму Стратегії Наукових Інфраструктур (European Strategy Forum on Research Infrastructures, ESFRI), Європейської Мережі Фізики Астрочастинок (European Astroparticle Physics) ASPERA та Мережі Європейської Астрофізики ASTRONET.

Увесь проєкт, що включає 19-тарілочний масив у північній півкулі та 99-тарілочний масив у південній півкулі, коштуватиме приблизно €200 мільйонів євро (або $277 мільйонів доларів США).

Призначення Редагувати

Масив черенковських телескопів (МЧТ) буде складатися з двох частин: масив південної півкулі, що буде покривати енергетичний діапазон від 10 Гэв до порядку 100 Тэв, і масив північної півкулі, що буде працювати в низькому енергетичному діапазоні (від 10 Гэв до 1 Тэв). В південній частині обсерваторії більше уваги будуть приділяти глибокому дослідженню галактичних джерел, а в північній — для спостереження північних позагалактичних об'єктів. Кожна частина буде мати власний сайт, але керувати буде один консорціум. Більшу частину часу телескоп буде відкритий для всього астрофізичного співтовариства. Отримані результати спостережень будуть спочатку корегувати фахівці, а потім їх будуть публікувати для загальної обробки.

Останніми роками наземна гамма-астрономія зробила значний прорив зі значними астрофізичними результатами, отриманими, головним чином за допомогою таких сучасних інструментів, як CANGAROO, H.E.S.S., MAGIC, MILAGRO і VERITAS. Ці спостереження дають неоціненний внесок не тільки в розвиток астрофізики, але й у фізику елементарних частинок та космологію. При одночасному перегляді неба за допомогою двох телескопів H.E.S.S. і MAGIC стало можливим вивчення об'єктів сонячних мас. На основі отриманих спектрів далеких джерел можна робити висновки про величину магнітного поля й структуру речовини в тих областях. Головною метою гамма-астрономії є розуміння процесу прискорення елементарних часток. Тому, за задумами творців проєкту Масиву черенковських телескопів, він також буде працювати в кооперації з іншими великими гамма-телескопами.

Основними напрямками роботи масиву буде дослідження походження космічний променів, вивчення природи й розмаїття їх прискорювачів, темної матерії та чорних дір.

Особливості проєкту Редагувати

МЧТ буде відрізнятися від своїх попередників поліпшеної на порядок чутливістю, збільшеним полем зору та кутовою роздільною здатністю. Всі ці характеристики дадуть можливість ототожнювати морфологічні особливості спостережуваних об'єктів. Точної конструкції МЧТ ще не розроблено, але вже відомо, що він буде складатися з декількох 12-метрових телескопів, розташованих по периметру, і 3 — 4 метрових ширококутних телескопів. Одними з важливих завдань, що постали зараз перед організатороми комплексу інструментів такого рівня, — є оснащення його електронікою із прецезійною точністю порядка наносекунд і фотопомножувачами з високою квантовою ефективністю.

При сприянні консорціуму була створена МЧТ — Віртуальна Організація (CTA-Virtual Organisation) у рамках проєкту EGEE (Enabling Grids for E- Scienc), фінансованого Європейським союзом. На її основі будуть проводитися популяризаторські заходи, як серед студентів, так і серед людей, далеких від астрономії.

У липні 2015 досягнута згода про побудову масивів на територіях обсерваторій Роке-де-лос-Мучачос (Іспанія) та Паранал (Чилі)

AGASA Редагувати

Akeno Giant Air Shower Array (AGASA, велетенський масив атмосферних злив Akeno) призначений для вивчення космічних променів надвисоких енергій. Розташований у місті Акено, у префектурі Яманасі, Японія. Він займає площу 100 км², складається зі 111 поверхневих детекторів та 27 мюонних детекторів. Детектори розташовані на відстані близбко 1 км один від одного й послідовно з'єднані парою оптичних волокон. Усі детектори керуються набором команд, що передаються з центрального комп'ютера.

Результати Редагувати

Результати AGASA були використані для обчислення енергетичного спектру та анізотропії космічних променів та допомогли підтвердити існування космічних променів надвисоких енергій ( > 5× 10¹⁹ еВ). Особливості енергетичного спектру космічних променів відображають їх походження, прискорення та поширення. Дослідження особливостей в енергетичному спектрі - одна з найважливіших наукових проблем.

CHICOS Редагувати

Логотип CHICOS

Обсерваторія космічних променів Каліфорнії середньої школи (California High School Cosmic Ray Observatory), експлуатована лабораторією Kellogg Каліфорнійського технологічного інституту в Пасадені, штат Каліфорнія, США, рахується одним з найбільших в світі проєктів з дослідження космічних променів. Він відомий своєю великою мережею в районі округу Лос-Анджелес, що базується в основному на майданчиках середніх школ, в яких розміщені детектори для космічного випромінювання.

Місія Редагувати

CHICOS - це дослідницький масив для виявлення космічних променів надвисоких енергій. В даний час спостерігаються широкі атмосферні зливи, проте скоро CHICOS буде спостерігати з великою діафрагмою в енергетичному діапазоні від 10¹⁸ до 10²¹ еВ. Події, які спостерігає CHICOS - це окремі субатомні частинки, що потрапляють в атмосферу Землі. Ці космічні промені взаємодіють з атмосферою Землі.

Shmoos (космічні детектори променів) Редагувати

Shmoos

Детектори, які використовуються в програмі CHICOS, спеціально називаються "Shmoos" через їхню схожість за формою з мультиплікаційним персонажем Shmoo. Кожен шкільний сайт, як правило, має два з цих Shmoos, встановлених у своєму кампусі, щоб допомогти зібрати точні дані.

Shmoos - найважливіша частина проєкту CHICOS, і їх налаштування вимагає точності. Shmoos, як правило, створюються в радіаційній лабораторії Kellogg і направляються до шкіл. Учні середньої школи мають шанс брати участь у складальному процесі. Після встановлення Shmoos, викладачі та студенти допомагають у їх ремонті та обслуговуванні. На шкільному майданчику, Shmoos зазвичай ставлять неподалік один від одного.

Інші проєкти Редагувати

CRIPT
High Energy Stereoscopic System
High Resolution Fly's Eye Cosmic Ray Detector
MARIACHI
Обсерваторія П'єра Оже
Telescope Array Project
Washington Large Area Time Coincidence Array
CLOUD
Spaceship Earth
Milagro
NMDB
KASCADE
GAMMA
GRAPES-3
HEGRA
Chicago Air Shower Array
IceCube
HAWC

Супутникові Редагувати

Fermi Редагувати

Fermi — орбітальна гамма-обсерваторія Американського космічного агентства NASA.

Запущена 11 червня 2008 року. Телескоп розроблявся на заміну попередньої гамма-обсерваторії «Комптон», яка відпрацювала свій ресурс і в червні 2000 року була затоплена в Тихому океані.

Робоча назва проєкту (англ. Gamma-ray Large Area Space Telescope, GLAST) була тимчасовою, після запуску телескоп назвали на честь Енріко Фермі (англ. Fermi Gamma-ray Space Telescope).

Апаратура «Фермі» в 50 разів чутливіша за прилади попередника. Телескоп масою майже п'ять тонн на орбіті висотою 552 кілометри здатний за три години (два оберти навколо Землі) оглянути все небо, тоді як у 17-тонного «Комптона» на рішення аналогічної задачі витрачалося 15 місяців.

Створення нового телескопа обійшлося в 690 мільйонів доларів (з них 600 млн внесли США). Передбачається, що його місія продовжиться 5-10 років. У проєкті брали участь також Німеччина, Італія, Франція, Швеція і Японія.

Відкриття Редагувати

Гігантська область гамма-випромінювання в нашій галактиці була відкрита у листопаді 2010 р. науковцями Дагом Фінкбейнером (Doug Finkbeiner), Мен Су (Meng Su) та Трейсі Слетієр (Tracy Slatyer) з Гарвадського університету в результаті аналізу загальнодоступних даних з гамма-випромінювання небесної сфери, отриманих за допомогою космічного телескопа GLAST. Дана область являє собою дві гігантські сфери-бульбашки, що формують «вісімку» з дотиканням сфер у центрі Чумацького шляху і які простягаються на 25000 св.р. кожна перпендикулярно до площини нашої галактики. Ці дві сфери, симетрично розташовані відносно центру галактики, є джерелом значно підвищеного потоку гамма-випромінювання, яке, за однією з гіпотез, можуть продукувати релятивістські частинки, викинуті з надмасивної чорної діри, розташованої в центрі Чумацького шляху.

SOHO Редагувати

СОГО (СОнячна та Геліосферична Обсерваторія англ. SOHO — Solar and Heliospheric Observatory) — космічний апарат для спостереження за Сонцем. Було запущено 2 грудня 1995, приступив до роботи у травні 1996.

Розроблений НАСА та ЄКА.

Найбільший за цією функцією на початку XXI ст.

Знаходиться на геліоцентричній орбіті.

SOHO розташована в точці Лагранжа між Землею та Сонцем (у цій точці однакове тяжіння Землі і Сонця), і передає зображення Сонця в різних діапазонах довжин хвиль.

Крім основної задачі — дослідження Сонця — SOHO зібрала інформацію про велику кількість комет, в основному дуже малих.

Interstellar Boundary Explorer Редагувати

Interstellar Boundary Explorer, скорочено IBEX (перекладається як Дослідник міжзоряних меж) — дослідницький космічний апарат NASA для вивчення фізики кордонів Сонячної системи.

Запуск Редагувати

19 жовтня 2008 року NASA здійснило запуск штучного супутника Землі, призначеного для дистанційного вивчення меж Сонячної системи. Апарат IBEX (Interstellar Boundary Explorer) був запущений з борту літака над Тихим океаном за допомогою ракети-носія Pegasus. На висоті близько 100 кілометрів від Землі включився власний розгінний блок апарату, який вивів його на сильно витягнуту еліптичну орбіту з апогеєм понад 300 тисяч кілометрів.

Завдання супутника Редагувати

Завдання супутника — вивчення і «картографування» межі Сонячної системи — геліосфери. Це область, де сонячний вітер зіштовхується з міжзоряним газом. Частинки, що летять від Сонця спочатку сповільнюються, а потім і зовсім міняють напрям свого руху на протилежний. Детектори IBEX збирають дані про енергетичні нейтральні атоми — частинки, які утворюються при зіткненні сонячного вітру з атомами міжзоряного простору, уловлюватимуть як відображені і провзаємодіючі з міжзоряним середовищем частинки сонячного вітру, так і атоми безпосередньо міжзоряного середовища, які змогли проникнути в нашу систему.

За енергією цих частинок, а також за напрямом, з якого вони прилетіли, можна зробити висновки про форму і властивості межі Сонячної системи. Про те, що відбувається в цій області від Сонця більш ніж на 12 мільярдів кілометрів, досі відомо дуже мало. За всю історію космічних досліджень геліосферу перетнули тільки два космічні апарати «Вояджер-1» і «Вояджер-2», запущені ще в 1977 році. Вони перетнули геліосферу всього в двох точках, але і це дозволило підтвердити припущення про її сплюснуту форму. IBEX дозволить визначити, як саме виглядає межа сонячної системи в цілому.

Поблизу Землі дистанційне вивчення меж Сонячної системи сильно утруднене магнітним полем планети, з яким взаємодіє сонячний вітер. Проте за межами магнітосфери залишаються тільки два джерела частинок: Сонце і межа системи. Саме тому IBEX потрібно було вивести на таку витягнуту орбіту.

Повільне обертання апарату дозволяє приблизно за півроку оглянути всю небесну сферу, внаслідок чого у астрономів з'явиться повна «карта» геліосфери.

Місія IBEX продовжиться близько двох років.

Результати Редагувати

За даними, зібраним апаратом IBEX, астрономи вперше побудували карту меж Сонячної системи. Контури меж виявилися зовсім не такими, як то передбачали теорії, що вважалися правомірними доти.

Сонячна система відокремлена від навколишнього міжзоряного простору кількома рубіжами, які прийнято виділяти за їхньою будовою. Найближча до Сонця область простору отримала назву геліосфери. Вона є «булькою», заповненим зарядженими частинками, що летять від зірки (так званий сонячний вітер). Частинки «розштовхують» молекули міжзоряної речовини, тому геліосфера збіднена ними.

Доти вважалося, що форма меж геліосфери визначається саме характеристиками частинок сонячного вітру. Основна гіпотеза припускала, що прикордонна частина геліофсери є досить протяжною. Дані, передані апаратом IBEX, спростовують цю точку зору. Межа геліосфери виявилося дуже вузькою, а її контури, ймовірно, визначаються впливом магнітного поля міжзоряного простору. Поки астрономи не можуть з упевненістю сказати, чи дійсно межі геліосфери влаштовані таким чином, або спостережувана структура — це тимчасове явище, пов'язане з якимись поки неясними процесами. Визначитися ученим допоможуть нові спостереження IBEX.

PAMELA Редагувати

Розташування модуля PAMELA на супутнику Resurs-DK1

PAMELA ( корисне навантаження для вивчення антиматерії та астрофізики легких ядер ) - це модуль дослідження космічних променів, приєднаний до супутника навколо орбіти Землі. PAMELA був запущений 15 червня 2006 року і був першим експериментом на базі супутників, присвяченим виявленню космічних променів, з особливим акцентом на компонент антиматерії у вигляді позитронів та антипротонів. Інші завдання включали тривалий моніторинг сонячної модуляції космічних променів, вимірювання енергетичних частинок від Сонця, високоенергетичних частинок у магнітосфері Землі. Також можна було сподіватися, що він може виявити докази знищення темної речовини. Проєкт PAMELA був припинений в 2016 році разом з його супутником Resurs-DK1.

Розробка та запуск Редагувати

PAMELA був найбільшим пристроєм до того часу, побудованим у співпраці Росія, Італія, Німеччина та Швеція. Він брав участь у багатьох експериментах космічних променів на базі супутників. Спочатку планувалося, що інструмент масою 470 кг та вартістю 32 млн. дол. США працюватиме три роки. Однак цей довговічний модуль залишався функціонуючим і робив значні наукові внески до 2016 року.

PAMELA встановлений на стороні, спрямованій вгору російського супутника Resurs-DK1. Він був запущений ракетою "Союз" з космодрому "Байконур" 15 червня 2006 року. PAMELA була розміщена на полярній еліптичній орбіті, на висоті між 350 і 610 км, з нахилом 70 °.

Результати Редагувати

Попередні дані (опубліковані в серпні 2008 р., ICHEP Philadelphia) свідчать про надлишок позитронів у діапазоні 10–60 ГеВ. Це вважається можливим ознакою знищення темної матерії : гіпотетичні WIMP стикаються і знищують один одного, утворюючи гамма-промені, частинки матерії та антиматерії. Ще одне пояснення, що розглядається для зазначеної вище вказівки, - це утворення електронно-позитронних пар на пульсарах з подальшим прискоренням в околі пульсару.

Перші два роки дані були опубліковані в жовтні 2008 року в трьох публікаціях. Надлишок позитрона був підтверджений і виявлено, що він зберігається до 90 ГэВ. Дивно, але не виявлено надлишку антипротонів. Це суперечить прогнозам більшості моделей джерел темної речовини, в яких позитронні та антипротонові надлишки співвідносяться.

Документ, опублікований 15 липня 2011 року, підтвердив раніше припущення, що пояс Ван Аллена може обмежувати значний потік антипротонів, що утворюються при взаємодії верхньої атмосфери Землі з космічними променями. Енергію антипротонів вимірювали в межах 60–750 МеВ. Космічні промені стикаються з атомами у верхній атмосфері, створюючи антинейтрони , які в свою чергу розпадаються, виробляючи антипротони. Вони були виявлені в частині найближчого до Землі поясу Ван Аллена. Коли антипротон взаємодіє з нормальною частинкою, обидва вони знищуються. Дані PAMELA вказували на те, що це знищення події відбувалися в тисячу разів частіше, ніж можна було б очікувати за відсутності антиматерії. Дані, що містили докази антиматерії, були зібрані в період з липня 2006 р. до грудня 2008 р.

Вимірювання потоку бору та вуглецю були опубліковані в липні 2014 року , що важливо для пояснення тенденцій у позиції фронту космічних променів.

Зведений документ про діяльність PAMELA був опублікований у 2017 році.

Альфа-магнітний спектрометр

Alpha Magnetic Spectrometer Редагувати

Альфа-магнітний спектрометр Alpha , що також позначається AMS-02 , є фізика елементарних частинок модуля експерименту , який встановлений на Міжнародній космічній станції (МКС). Модуль - це детектор, який вимірює антиматерію в космічних променях. Ця інформація потрібна для розуміння формування Всесвіту та пошуку доказів темної матерії.

Головний дослідник — нобелівський лауреат фізик Семюел Тін. Космічний шаттл Endeavour з AMS-02 запустили 16 травня 2011 року (політ STS-134), а спектрометр було встановлено на станції 19 травня 2011 року. До 15 квітня 2015 року (близько чотирьох років в експлуатації) AMS-02 зафіксував понад 60 мільярд подій із космічними променями, а після п'яти років експлуатації їх було 90 мільярдів.

У березні 2013 року професор Тінг повідомив про початкові результати, заявивши, що AMS спостерігав понад 400 000 позитронів , при цьому кількість позитронів, до електронів, зросла з 10 ГеВ до 250 ГеВ.

Наукові цілі та результат Редагувати

AMS-02 допомагає зрозуміти походження антиматерії, темної речовини.

AMS презентували в ЦЕРН протягом 3 днів у квітні 2015 року, висвітлюючи нові дані про 300 мільйонів протонних явищ та потоку гелію. У грудні 2016 року було виявлено кілька сигналів, що узгоджуються з ядрами антигелію серед кількох мільярдів ядер гелію. Результат залишається перевірити.

Інші проєкти Редагувати

ACE (Advanced Composition Explorer)
Вояджер-1 and Вояджер-2
Кассіні — Гюйгенс
HEAO 1, HEAO 2, HEAO 3
Langton Ultimate Cosmic-Ray Intensity Detector

Аеростати Редагувати

BESS
Advanced Thin Ionization Calorimeter
TRACER (cosmic ray detector)
TIGER
Cosmic Ray Energetics and Mass (CREAM)
PERDaix
HEAT (High Energy Antimatter Telescope)

Див. також Редагувати

Джерела Редагувати

D. Pacini (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.
. NobelPrize.org (амер.). Архів оригіналу за 17 травня 2022. Процитовано 5 грудня 2019.
Hess, Victor (23 липня 2018). . arXiv:1808.02927 [astro-ph, physics:physics]. Архів оригіналу за 5 грудня 2019. Процитовано 5 грудня 2019.
. web.archive.org. 5 березня 2013. Архів оригіналу за 5 березня 2013. Процитовано 9 грудня 2019.
Letessier-Selvon, Antoine; Stanev, Todor (2011-07). . RvMP (англ.) 83 (3). с. 907–942. ISSN 0034-6861. doi:10.1103/RevModPhys.83.907. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
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. JSTOR 86841. doi:10.1073/pnas.20.5.259.
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.
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.
Gibb, Meredith (3 лютого 2010). . Imagine the Universe. NASA Goddard Space Flight Center. Архів оригіналу за 28 жовтня 2012. Процитовано 17 березня 2013.
Hague, J. D. (July 2009). . Proceedings of the 31st ICRC, Łódź 2009 International Cosmic Ray Conference. Łódź, Poland. с. 6–9. Архів оригіналу за 28 травня 2013. Процитовано 17 березня 2013.
Hague, J. D. (July 2009). . Proceedings of the 31st ICRC, Łódź, Poland 2009 - International Cosmic Ray Conference: 36–39. Архів оригіналу за 28 травня 2013. Процитовано 17 березня 2013.
Moskowitz, Clara (25 червня 2009). . Space.com. TechMediaNetwork. Архів оригіналу за 21 березня 2013. Процитовано 20 березня 2013.
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. Bibcode:2011Sci...332...69A. PMID 21385721. arXiv:1103.4055. doi:10.1126/science.1199172.
Jha, Alok (14 лютого 2013). . The Guardian. Guardian News and Media Limited. Архів оригіналу за 17 листопада 2013. Процитовано 21 березня 2013.
Baade, W.; Zwicky, F. (1934-05). Cosmic Rays from Super-Novae. Proceedings of the National Academy of Sciences (англ.) 20 (5). с. 259–263. ISSN 0027-8424. PMC PMC1076396. PMID 16587882. doi:10.1073/pnas.20.5.259. Процитовано 4 грудня 2019.
Vink, Jacco (2004-01). . Advances in Space Research (англ.) 33 (4). с. 356–365. doi:10.1016/j.asr.2003.05.012. Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.
Science, Clara Moskowitz 2009-06-25T18:18:00Z; Astronomy. . Space.com (англ.). Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.
. American Association for the Advancement of Science (англ.). Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.
Ackermann, M.; Ajello, M.; Allafort, A.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; Baring, M. G.; Bastieri, D. та ін. (15 лютого 2013). Detection of the Characteristic Pion-Decay Signature in Supernova Remnants. Science (англ.) 339 (6121). с. 807–811. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1231160. Процитовано 4 грудня 2019.
. Quanta Magazine. Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.
The Pierre Auger Collaboration; Abraham, J.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Aguirre, C.; Allard, D.; Allekotte, I.; Allen, J. та ін. (9 листопада 2007). Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects. Science (англ.) 318 (5852). с. 938–943. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1151124. Процитовано 4 грудня 2019.
↑ PAMELA experiment web page (амер.). Процитовано 9 грудня 2019.
Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bongi, M.; Bonvicini, V. та ін. (2018-01). . arXiv (англ.). с. arXiv:1801.10310. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
Casolino, Marco; De Simone, Nicola; Bongue, Daniel; Pia De Pascale, Maria; Di Felice, Valeria; Marcelli, Laura; Minori, Mauro; Picozza, Piergiorgio та ін. (2009-01). . JPSJ (англ.) 78. с. 35–40. ISSN 0031-9015. doi:10.1143/JPSJS.78SA.35. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bonechi, L.; Bongi, M. та ін. (2009-04). . Natur (англ.) 458 (7238). с. 607–609. ISSN 0028-0836. doi:10.1038/nature07942. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
(англ.). 7 грудня 2019. Архів оригіналу за 27 березня 2020. Процитовано 9 грудня 2019.
. National Geographic News (англ.). 10 серпня 2011. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
PAMELA detector (англ.). 7 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
PAMELA detector (англ.). 7 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bongi, M.; Bonvicini, V. та ін. (2014-08). . ApJ (англ.) 791 (2). с. 93. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637X/791/2/93. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
(англ.). 7 грудня 2019. Архів оригіналу за 5 вересня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
(англ.). 7 грудня 2019. Архів оригіналу за 5 вересня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
(англ.). 5 грудня 2019. Архів оригіналу за 8 жовтня 2021. Процитовано 9 грудня 2019.
Архів оригіналу за 16 серпня 2017. Процитовано 9 грудня 2019.
. CERN Document Server. Архів оригіналу за 15 лютого 2020. Процитовано 9 грудня 2019.
. Архів оригіналу за 1 червня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
. CERN (англ.). Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.
SokolApr. 19, Joshua; 2017; Pm, 3:45 (19 квітня 2017). . Science | AAAS (англ.). Архів оригіналу за 1 травня 2021. Процитовано 9 грудня 2019.

[1] D. Pacini (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.

[2] . NobelPrize.org (амер.). Архів оригіналу за 17 травня 2022. Процитовано 5 грудня 2019.

[3] Hess, Victor (23 липня 2018). . arXiv:1808.02927 [astro-ph, physics:physics]. Архів оригіналу за 5 грудня 2019. Процитовано 5 грудня 2019.

[4] . web.archive.org. 5 березня 2013. Архів оригіналу за 5 березня 2013. Процитовано 9 грудня 2019.

[5] Letessier-Selvon, Antoine; Stanev, Todor (2011-07). . RvMP (англ.) 83 (3). с. 907–942. ISSN 0034-6861. doi:10.1103/RevModPhys.83.907. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.

[BaadeZwicky1934-6] 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. JSTOR 86841. doi:10.1073/pnas.20.5.259.

[babcock-1948-7] 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.

[sediko-1951-8] 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.

[cosmicraysources-9] Gibb, Meredith (3 лютого 2010). . Imagine the Universe. NASA Goddard Space Flight Center. Архів оригіналу за 28 жовтня 2012. Процитовано 17 березня 2013.

[auger-2009-1-10] Hague, J. D. (July 2009). . Proceedings of the 31st ICRC, Łódź 2009 International Cosmic Ray Conference. Łódź, Poland. с. 6–9. Архів оригіналу за 28 травня 2013. Процитовано 17 березня 2013.

[auger-2009-2-11] Hague, J. D. (July 2009). . Proceedings of the 31st ICRC, Łódź, Poland 2009 - International Cosmic Ray Conference: 36–39. Архів оригіналу за 28 травня 2013. Процитовано 17 березня 2013.

[moskowitz-2009-12] Moskowitz, Clara (25 червня 2009). . Space.com. TechMediaNetwork. Архів оригіналу за 21 березня 2013. Процитовано 20 березня 2013.

[piccoza-2011-13] 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. Bibcode:2011Sci...332...69A. PMID 21385721. arXiv:1103.4055. doi:10.1126/science.1199172.

[jha-2013-14] Jha, Alok (14 лютого 2013). . The Guardian. Guardian News and Media Limited. Архів оригіналу за 17 листопада 2013. Процитовано 21 березня 2013.

[15] Baade, W.; Zwicky, F. (1934-05). Cosmic Rays from Super-Novae. Proceedings of the National Academy of Sciences (англ.) 20 (5). с. 259–263. ISSN 0027-8424. PMC PMC1076396. PMID 16587882. doi:10.1073/pnas.20.5.259. Процитовано 4 грудня 2019.

[16] Vink, Jacco (2004-01). . Advances in Space Research (англ.) 33 (4). с. 356–365. doi:10.1016/j.asr.2003.05.012. Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.

[17] Science, Clara Moskowitz 2009-06-25T18:18:00Z; Astronomy. . Space.com (англ.). Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.

[18] . American Association for the Advancement of Science (англ.). Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.

[19] Ackermann, M.; Ajello, M.; Allafort, A.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; Baring, M. G.; Bastieri, D. та ін. (15 лютого 2013). Detection of the Characteristic Pion-Decay Signature in Supernova Remnants. Science (англ.) 339 (6121). с. 807–811. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1231160. Процитовано 4 грудня 2019.

[20] . Quanta Magazine. Архів оригіналу за 4 грудня 2019. Процитовано 4 грудня 2019.

[21] The Pierre Auger Collaboration; Abraham, J.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Aguirre, C.; Allard, D.; Allekotte, I.; Allen, J. та ін. (9 листопада 2007). Correlation of the Highest-Energy Cosmic Rays with Nearby Extragalactic Objects. Science (англ.) 318 (5852). с. 938–943. ISSN 0036-8075. doi:10.1126/science.1151124. Процитовано 4 грудня 2019.

[:0-22] PAMELA experiment web page (амер.). Процитовано 9 грудня 2019.

[23] Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bongi, M.; Bonvicini, V. та ін. (2018-01). . arXiv (англ.). с. arXiv:1801.10310. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.

[24] Casolino, Marco; De Simone, Nicola; Bongue, Daniel; Pia De Pascale, Maria; Di Felice, Valeria; Marcelli, Laura; Minori, Mauro; Picozza, Piergiorgio та ін. (2009-01). . JPSJ (англ.) 78. с. 35–40. ISSN 0031-9015. doi:10.1143/JPSJS.78SA.35. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.

[25] Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bonechi, L.; Bongi, M. та ін. (2009-04). . Natur (англ.) 458 (7238). с. 607–609. ISSN 0028-0836. doi:10.1038/nature07942. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.

[26] (англ.). 7 грудня 2019. Архів оригіналу за 27 березня 2020. Процитовано 9 грудня 2019.

[27] . National Geographic News (англ.). 10 серпня 2011. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.

[28] PAMELA detector (англ.). 7 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.

[29] PAMELA detector (англ.). 7 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.

[30] Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bongi, M.; Bonvicini, V. та ін. (2014-08). . ApJ (англ.) 791 (2). с. 93. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637X/791/2/93. Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.

[31] (англ.). 7 грудня 2019. Архів оригіналу за 5 вересня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.

[32] (англ.). 7 грудня 2019. Архів оригіналу за 5 вересня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.

[33] (англ.). 5 грудня 2019. Архів оригіналу за 8 жовтня 2021. Процитовано 9 грудня 2019.

[34] Архів оригіналу за 16 серпня 2017. Процитовано 9 грудня 2019.

[35] . CERN Document Server. Архів оригіналу за 15 лютого 2020. Процитовано 9 грудня 2019.

[36] . Архів оригіналу за 1 червня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.

[37] . CERN (англ.). Архів оригіналу за 9 грудня 2019. Процитовано 9 грудня 2019.

[38] SokolApr. 19, Joshua; 2017; Pm, 3:45 (19 квітня 2017). . Science | AAAS (англ.). Архів оригіналу за 1 травня 2021. Процитовано 9 грудня 2019.