Косми́ческие лучи́, потоки заряженных частиц высокой энергии, которые приходят к Земле со всех сторон из космического пространства и постоянно бомбардируют её атмосферу.

В составе космических лучей преобладают атомные ядра водорода (протоны) и гелия (альфа-частицы), их доли составляют около 85 и 10 % соответственно. Имеются также ядра более тяжёлых химических элементов, вплоть до ядер с зарядовым числом $Z\!\approx\!30,$ однако их доля невелика – не превышает примерно 5 %. Небольшую часть космических лучей составляют электроны и позитроны (менее 1 %). Космическое излучение, падающее на границу земной атмосферы, включает все стабильные заряженные частицы и ядра с временами жизни порядка 10⁶ лет и более.

По существу, истинно «первичными» космическими лучами можно называть только частицы, ускоренные в далёких астрофизических источниках, а «вторичными» – частицы, образовавшиеся в процессе взаимодействия первичных космических лучей с межзвёздным газом. Так, электроны, протоны и ядра атомов гелия, углерода, кислорода, железа и др., синтезированные в звёздах, являются первичными. Напротив, ядра атомов лития, бериллия и бора следует считать вторичными. Антипротоны и позитроны частично, если не полностью, вторичны, однако та их доля, которая может иметь первичное происхождение, является ныне предметом исследований.

История исследования космических лучей

В начале 20 в. в опытах с электроскопами и ионизационными камерами была обнаружена постоянная остаточная ионизация газов, вызываемая каким-то проникающим излучением. В отличие от излучения радиоактивных веществ окружающей среды проникающее излучение не могли задержать даже толстые слои свинца. Внеземная природа обнаруженного проникающего излучения установлена в 1912 г. (В. Гесс, Нобелевская премия 1936) в экспериментах с ионизационными камерами на воздушных шарах. Было найдено, что с увеличением расстояния от поверхности Земли ионизация, вызываемая проникающим излучением, растёт. Его внеземное происхождение окончательно доказал Р. Милликен в 1923–1926 гг. в экспериментах по поглощению излучения атмосферой (именно он ввёл термин «космические лучи»).

Природа космических лучей вплоть до 1940-х гг. оставалась неясной. В течение этого времени интенсивно развивалось ядерное направление исследований космических лучей (ядерно-физический аспект) – изучение взаимодействия космических лучей с веществом, образования вторичных частиц и их поглощения в атмосфере. Эти исследования, проводимые при помощи счётчиковых телескопов, камер Вильсона и ядерных фотоэмульсий (поднимаемых на шарах-зондах в стратосферу), привели, в частности, к открытию новых элементарных частиц – позитрона (1932), мюона (1936), π-мезона (1947).

Систематические исследования влияния геомагнитного поля на интенсивность и направление прихода первичных космических лучей показали, что подавляющее большинство частиц космических лучей имеет положительный заряд (протоны и более тяжёлые атомные ядра). С этим связана восточно-западная асимметрия космических лучей: из-за отклонения заряженных частиц в магнитном поле Земли с запада приходит больше частиц, чем с востока.

Благодаря первым (наземным) наблюдениям солнечных космических лучей релятивистские протоны в составе космических лучей были впервые уверенно зарегистрированы 28 февраля 1942 г. Факт образования таких протонов на Солнце был впоследствии подтверждён спутниковыми измерениями солнечного гамма-излучения. Это стало одним из первых существенных результатов в данной области. Было открыто фундаментальное астрофизическое явление – ускорение заряженных частиц (протонов и других атомных ядер) в космических условиях. Тем самым была подтверждена гипотеза (У. Суонн, 1933) об ускорении заряженных частиц в атмосферах звёзд (в частности, в короне Солнца). Примечательно, что это произошло ещё до того, как при наблюдениях Крабовидной туманности (1948–1949) было обнаружено магнитотормозное (синхротронное) радиоизлучение, которое свидетельствовало об аналогичных процессах ускорения электронов в Галактике (например, при вспышках сверхновых звёзд). Применение фотоэмульсий позволило установить ядерный состав первичных космических лучей галактического происхождения (1948): были обнаружены следы ядер тяжёлых химических элементов вплоть до железа. Первичные электроны в составе космических лучей впервые были зарегистрированы лишь в 1961 г. в стратосферных измерениях.

С конца 1940-х гг. на передний план выдвинулись проблемы происхождения и временны́х вариаций космических лучей (космофизический аспект).

Начиная с рубежа 20–21 вв. термин «космические лучи» подвергается ревизии. В англоязычной литературе всё чаще используется термин astroparticle, пока не имеющий адекватного русского аналога (иногда используется близкое выражение «астрономическая частица»). Он отражает наметившуюся тенденцию по включению в понятие «космические лучи» других частиц астрофизического происхождения, например астрофизических нейтрино, фотонов и гамма-квантов.

Общие характеристики и классификация космических лучей

Космические лучи напоминают сильно разреженный релятивистский газ, частицы которого практически не взаимодействуют друг с другом, но испытывают редкие столкновения с веществом межзвёздной и межпланетной сред и подвергаются воздействию космических магнитных полей. Частицы космических лучей обладают огромными кинетическими энергиями, вплоть до ~10²¹ эВ. Вблизи Земли подавляющую часть потока космических лучей составляют частицы с энергиями от 10⁶ до 10¹⁰ эВ, при более высоких энергиях поток космических лучей резко ослабевает. Так, при энергии ~10¹² эВ на границу атмосферы падает не более 1 частицы/(м² ∙ с), а при энергии ~10¹⁵ эВ – всего 1 частица/(м² ∙ год). Этим обусловлены определённые трудности в изучении космических лучей высоких и сверхвысоких (экстремальных) энергий. Хотя суммарный поток космических лучей у Земли невелик [всего около 1 частицы/(см² ∙ с)], плотность их энергии (около 1 эВ/см³) в пределах нашей Галактики сравнима с плотностью энергии суммарного электромагнитного излучения звёзд, энергии теплового движения межзвёздного газа и кинетической энергии его турбулентных движений, а также с плотностью энергии магнитного поля Галактики. Отсюда следует, что космические лучи должны играть важную роль во многих астрофизических процессах.

Другая важная особенность космических лучей – нетепловое происхождение их энергии. Действительно, даже при температуре ~10⁹ К, по-видимому близкой к максимальной для звёздных недр, средняя энергия теплового движения частиц составляет около 3 ∙10⁵ эВ. Основное количество частиц космических лучей, наблюдаемых у Земли, имеет энергию свыше 10⁸ эВ. Это означает, что космические лучи приобретают энергию путём ускорения в специфических астрофизических процессах плазменной и электромагнитной природы.

По своему происхождению космические лучи можно разделить на несколько групп:

• космические лучи галактического происхождения (галактические космические лучи); их источником является наша Галактика, в которой происходит ускорение частиц до энергий порядка 10¹⁸ эВ;

• космические лучи внегалактического происхождения (внегалактические, или экстрагалактические, космические лучи); образуются в астрофизических объектах вне нашей Галактики и имеют самые большие, ультрарелятивистские энергии (свыше 10¹⁸ эВ);

• солнечные космические лучи; генерируются на Солнце или вблизи него во время солнечных вспышек и корональных выбросов масс; их энергия составляет от 10⁶ до свыше 10¹⁰ эВ;

• аномальные космические лучи; образуются в Солнечной системе на периферии гелиосферы (гелиомагнитосферы); энергии частиц составляют 1–100 МэВ/нуклон.

Космические лучи галактического и внегалактического происхождения занимают огромный диапазон энергий, охватывающий примерно 15 порядков величины – от 10⁶ до 10²¹ эВ. Энергии солнечных космических лучей, особенно во время мощных солнечных вспышек, могут достигать больших значений (до 10¹⁰ эВ и выше), однако характерная величина их энергии обычно не превосходит 10⁹ эВ. Поэтому разделение космических лучей на галактические и солнечные вполне оправданно, поскольку как характеристики, так и источники солнечных и галактических космических лучей совершенно различны.

По содержанию атомных ядер лития, бериллия и бора, которые образуются в результате взаимодействий космических лучей с атомами межзвёздной среды, можно определить количество вещества $X,$ через которое прошли космические лучи, блуждая в межзвёздной среде. Величина $X$ примерно равна 5–10 г/см². Время блуждания космических лучей в межзвёздной среде (или время их жизни) и величина $X$ связаны соотношением $X \approx \rho vt,$ где $\rho\ –$ средняя плотность межзвёздной среды (составляющая ~10^–24 г/см³), $t\ –$ время блуждания космических лучей в этой среде, $v\ –$ скорость частиц. Обычно полагают, что величина $v$ для ультрарелятивистских космических лучей практически равна скорости света $c,$ так что время их жизни составляет около 3 ∙10⁸ лет. Оно определяется либо выходом космических лучей из Галактики и её гало, либо их поглощением в результате неупругих взаимодействий с веществом межзвёздной среды.

Вторгаясь в атмосферу Земли, первичные космические лучи разрушают ядра наиболее распространённых в атмосфере химических элементов – азота и кислорода – и порождают каскадный процесс, в котором участвуют все известные ныне элементарные частицы, в частности такие вторичные частицы, как протоны, нейтроны, мезоны, электроны, а также гамма-кванты и нейтрино. Принято характеризовать путь, пройденный частицей космических лучей в атмосфере до столкновения, количеством вещества в граммах, заключённого в столбе сечением 1 см², т. е. выражать пробег частиц в г/см² вещества атмосферы. Это означает, что после прохождения толщи атмосферы $x$ (г/см²) пучком протонов с первоначальной интенсивностью $I_0$ количество протонов, не испытавших столкновения, будет равно $I=I_0\exp(–x/\lambda),$ где $\lambda\ –$ средний пробег частицы.

Для протонов, составляющих основную часть первичных космических лучей, средний пробег $\lambda$ в воздухе равен примерно 70 г/см², для ядер гелия – около 25 г/см², для более тяжёлых ядер ещё меньше. Первое столкновение с атмосферой протоны испытывают в среднем на высоте 20 км $(x\approx70\ г/см^2).$ Толщина атмосферы на уровне моря эквивалентна 1030 г/см², т. е. соответствует примерно 15 средним пробегам протонов. Отсюда следует, что вероятность достичь поверхности Земли, не испытав столкновений, для первичной частицы ничтожно мала. Поэтому на поверхности Земли космические лучи обнаруживаются лишь по слабым эффектам ионизации, создаваемой вторичными частицами.

Состав космических лучей

В составе космических лучей преобладают ядра атомов водорода (протоны) и гелия (альфа-частицы) – около 85 и 10 % соответственно. В меньшем количестве присутствуют более тяжёлые ядра, вплоть до ядер с зарядовым числом $Z\!\approx\!30,$ их доля не превышает примерно 5 %. Небольшую часть космических лучей составляют электроны и позитроны (менее 1 %). Около 79 % первичных нуклонов составляют свободные протоны, около 70 % остальных частиц – это нуклоны, связанные в ядрах гелия. Фракции (доли) первичных ядер являются почти постоянными в диапазоне энергий от нескольких ГэВ до 10 ТэВ (возможно, с небольшими вариациями).

Рис. 1. Среднее относительное содержание атомных ядер различных химических элементов в галактических (ГКЛ) и солнечных (СКЛ) космических лучах. Содержание углерода C принято равным 1,0. Репродукция графика из книги: Панасюк М. И. Радиоактивная Вселенная. 2019.Рис. 1. Среднее относительное содержание атомных ядер различных химических элементов в галактических (ГКЛ) и солнечных (СКЛ) космических лучах. Содержание углерода C принято равным 1,0. Репродукция графика из книги: Панасюк М. И. Радиоактивная Вселенная. 2019.В таблице 1 приведено среднее относительное содержание атомных ядер различных химических элементов в галактических и солнечных космических лучах для области сравнительно невысоких энергий (1–20 МэВ/нуклон) и для энергий ≥ 40 МэВ/нуклон. Также для сравнения приведено содержание элементов на Солнце и других звёздах. В таблице 2 приведено относительное содержание атомных ядер с энергией около 10,6 ГэВ/нуклон. Данные об элементном составе галактических и солнечных космических лучей приведены также на рис. 1. В целом в космических лучах содержится очень малое количество тяжёлых заряженных частиц высокой энергии. Другой характерной особенностью их состава является малое содержание ядер Li, Be, B.

Во время вспышек на Солнце генерируется некоторое количество дейтерия (D, или ²H) – стабильного изотопа водорода, радиоактивного трития ³H, а также ряда других радиоактивных изотопов различных элементов. Принято считать, что космическое обилие таких атомных ядер, как ²H, ³He, ⁴He и Li, является следствием ядерных реакций в первые 3 мин жизни Вселенной (первичный нуклеосинтез). На этой основе делаются важные выводы о параметрах Вселенной и её истории.

Таблица 1. Относительное содержание атомных ядер различных химических элементов в галактических и солнечных космических лучах (для сравнительно невысоких энергий 1–20 МэВ/нуклон и ≥ 40 МэВ/нуклон), а также на Солнце и других звёздах (содержание ядер кислорода принято равным 1,0).

Таблица 2. Относительное содержание атомных ядер различных химических элементов в космических лучах с энергией 10,6 ГэВ/нуклон (содержание ядер кислорода принято равным 1,0).

Спектр космических лучей у Земли

При энергиях ниже 10 ГэВ/нуклон поток галактических космических лучей, измеряемый вблизи Земли, зависит от уровня солнечной активности (точнее, от величины меняющегося в течение солнечных циклов межпланетного магнитного поля) (обведённая область на рис. 2). В области более высоких энергий интенсивность галактических космических лучей практически постоянна во времени. Согласно современным представлениям, собственно галактические космические лучи заканчиваются в области энергий между 10¹⁷ и 10¹⁸ эВ. Происхождение космических лучей предельно высоких энергий, скорее всего, с Галактикой не связано.

Рис. 2. Дифференциальный энергетический спектр всех частиц космических лучей, без разделения их на отдельные компоненты. Репродукция графика из книги: Панасюк М. И. Радиоактивная Вселенная. Фрязино, 2019.Рис. 2. Дифференциальный энергетический спектр всех частиц космических лучей, без разделения их на отдельные компоненты. Репродукция графика из книги: Панасюк М. И. Радиоактивная Вселенная. Фрязино, 2019.Существует 4 способа описания спектров различных компонент космических лучей.

1. Число частиц на единицу жёсткости. Распространение (и, вероятно, также ускорение) частиц в космических магнитных полях зависит от ларморовского радиуса $r_L$ или магнитной жёсткости частицы $R,$ которая представляет собой произведение ларморовского радиуса на индукцию магнитного поля $B\!:$ $R=r_LB=pc/(Ze),$ где $p$ и $Z\ –$ импульс и электрический заряд частицы (в единицах элементарного электрического заряда $e$), $c\ –$ скорость света.

2. Число частиц на единицу энергии на один нуклон. Фрагментация ядер, распространяющихся сквозь межзвёздный газ, зависит от энергии на нуклон, поскольку её количество приблизительно сохраняется, когда ядро разрушается при взаимодействии с газом.

3. Число нуклонов на единицу энергии на один нуклон. Генерация вторичных частиц в атмосфере зависит от величины потока нуклонов на единицу энергии на один нуклон, почти независимо от того, являются ли падающие на атмосферу нуклоны свободными протонами или связаны в ядрах.

4. Число частиц на единицу энергии на одно ядро. Эксперименты по широким атмосферным ливням (ШАЛ), которые используют атмосферу как калориметр, в общем случае измеряют величину, которая связана с полной энергией в расчёте на одну частицу.

Величина $D(E),$ называемая дифференциальным потоком частиц, представляет собой количество частиц в единичном интервале энергии $E$ (роль которой может играть одна из четырёх переменных, перечисленных выше, например энергия на один нуклон), проходящих в единицу времени через единичную поверхность в единице телесного угла в направлении, перпендикулярном поверхности. Зависимость дифференциального потока частиц от энергии на один нуклон, называемая дифференциальным энергетическим спектром, описывается формулой $$D(E)=D_0(E)\cdot E^{-\alpha}\quad[частиц\cdotсм^{-2}\!\cdotс^{-1}\!\cdotср^{-1}\!\cdot(ГэВ/нуклон)^{-1}],$$где $E\ –$ энергия на один нуклон (включая энергию покоя), $D_0\ -$ нормировочная постоянная спектра, $\alpha\ –$ показатель дифференциального спектра. Наряду с дифференциальным спектром часто используется спектр интегрального потока

$$I(>\!E)=I_0\cdot E^{-\gamma},$$который описывает суммарное число частиц с энергией выше $E,$ падающих на ту же единичную площадку; $I_0\ –$ нормировочная константа интегрального спектра, $\gamma\approx(\alpha-1)\ –$ интегральный спектральный индекс.

Наблюдаемый у Земли дифференциальный энергетический спектр космических лучей для энергий выше ≈1 МэВ показан на рис. 2. В области энергий примерно от 10¹¹ до 3 ∙10¹⁵ эВ спектр описывается степенным законом с показателем $\alpha\!\approx\!2,\!7$ и нормировочной постоянной $D_0=1,\!8\ см^{-2}\!\cdotс^{-1}\!\cdotср^{-1}\!\cdotГэВ^{-1}\!\cdotнуклон.$ Далее степенная форма спектра сохраняется, но с небольшими изменениями наклона. Первый из них происходит около 3 ∙10¹⁵ эВ (излом, иногда называемый «коленом», англ. knee), а второй – около 10¹⁹ эВ («лодыжка», англ. ankle), где показатель $\alpha\!\approx\!3,\!2.$ Интегральный поток космических лучей при энергиях ≥ 10¹⁹ эВ (т. е. выше энергии «лодыжки») равен приблизительно 1 частице/(км² · год). На рис. 3 приведены наблюдаемые у Земли отдельные дифференциальные спектры основных компонент галактических космических лучей в области энергий от 10¹ до 10⁷ МэВ/нуклон для определённой эпохи цикла солнечной активности.

Рис. 3. Дифференциальные энергетические спектры основных компонент галактических космических лучей – протонов (H), ядер гелия (He), углерода (C) и железа (Fe), – измеренные у Земли. Спектры имеют максимум при энергии 400 МэВ/нуклон. Репродукция графика из статьи: Simpson J. A. Elemental and isotopic composition of the galactic cosmic rays // Annual Review Nuclear & Particle Science. 1983. Vol. 33. P. 323–382.Рис. 3. Дифференциальные энергетические спектры основных компонент галактических космических лучей – протонов (H), ядер гелия (He), углерода (C) и железа (Fe), – измеренные у Земли. Спектры имеют максимум при энергии 400 МэВ/нуклон. Репродукция графика из статьи: Simpson J. A. Elemental and isotopic composition of the galactic cosmic rays // Annual Review Nuclear & Particle Science. 1983. Vol. 33. P. 323–382.Дифференциальный спектр по сравнению с интегральным позволяет выявить более тонкие детали энергетического распределения космических лучей. Это видно из рис. 2, где в интервале примерно от 10⁶ до 3 ∙10¹¹ эВ поток частиц подвержен влиянию солнечной активности. Поэтому изучение энергетического спектра космических лучей в этом интервале крайне важно для понимания проникновения космических лучей из межзвёздного в межпланетное пространство (например, аномальная компонента космических лучей), взаимодействия космических лучей с межпланетным магнитным полем и солнечным ветром, для интерпретации солнечно-земных связей.

В таблице 3 суммированы данные об интегральных потоках различных атомных ядер галактических космических лучей с энергиями ≥ 2,5 ГэВ/нуклон. Эти значения получены по измерениям у Земли в минимуме солнечной активности, когда наблюдаемый энергетический спектр можно считать близким к немодулированному спектру космических лучей в межзвёздном пространстве.

Таблица 3. Потоки различных компонент галактических космических лучей с полной энергией E ≥ 2,5 ГэВ/нуклон за пределами магнитосферы Земли вблизи минимума солнечной активности и параметры дифференциального спектра D₀ и α для протонов (ядро H), альфа-частиц (ядро He) и других групп ядер.

Последние экспериментальные данные об электронах в составе галактических космических лучей представлены на рис. 4. Данные получены в 2002–2003 гг. в международном стратосферном эксперименте ATIC над Антарктидой.Рис. 4. Энергетический спектр электронов в составе галактических космических лучей по данным эксперимента ATIC (квадратики) и расчётная кривая по модели GALPROP (сплошная линия). По вертикальной оси отложен дифференциальный поток электронов, умноженный на энергию в кубе; по горизонтальной оси – энергия электронов. График из статьи: Chang J. [et al.]. An excess of cosmic ray electrons at energies of 300–800 GeV // Nature. 2008. Vol. 456. P. 362–365. Перевод: БРЭ.Рис. 4. Энергетический спектр электронов в составе галактических космических лучей по данным эксперимента ATIC (квадратики) и расчётная кривая по модели GALPROP (сплошная линия). По вертикальной оси отложен дифференциальный поток электронов, умноженный на энергию в кубе; по горизонтальной оси – энергия электронов. График из статьи: Chang J. [et al.]. An excess of cosmic ray electrons at energies of 300–800 GeV // Nature. 2008. Vol. 456. P. 362–365. Перевод: БРЭ. Обнаружены избыток электронов (по сравнению с теоретическими предсказаниями) в области энергий более 200 ГэВ и сложная структура самого спектра. Эти данные можно рассматривать как свидетельство в пользу гипотезы об ускорении галактических космических лучей во вспышках сверхновых, принадлежащих одной OB-ассоциации. В свою очередь, OB-ассоциация образовала Местный пузырь в той части межзвёздной среды, где находится Солнечная система.

Методы исследования космических лучей

Наземные и атмосферные методы исследования

Поскольку по своим энергиям частицы космических лучей различаются в 10¹⁵ раз, то для их изучения приходится применять весьма разнообразные методы и приборы (рис. 5, слева). При этом широко используется аппаратура, установленная на спутниках и космических ракетах. В атмосфере Земли измерения проводятся с помощью малых шаров-зондов и больших высотных аэростатов, на её поверхности – с помощью наземных установок. Некоторые из них достигают размеров в сотни квадратных километров и расположены либо высоко в горах, либо глубоко под землёй, либо на больших глубинах в озёрах (например, Байкале) и океанах, куда проникают только вторичные частицы высоких энергий, например мюоны (рис. 5, справа). Непрерывную регистрацию космических лучей на поверхности Земли с середины 20 в. осуществляет мировая сеть станций для изучения вариаций космических лучей – в основном стандартные нейтронные мониторы и мюонные телескопы. Ценную информацию о галактических и солнечных космических лучах дают наблюдения на больших нестандартных установках типа Баксанского комплекса для изучения широких атмосферных ливней.

Рис. 5. Методы наблюдений космических лучей на различных высотах над уровнем моря, на уровне гор и под поверхностью Земли (слева) и схема ядерного каскада в атмосфере (справа). Выполнено по материалам статьи: Shea M. A., Smart D. F. Cosmic ray implications for human health // Space Science Reviews. 2000. Vol. 93. P. 187–205.Рис. 5. Методы наблюдений космических лучей на различных высотах над уровнем моря, на уровне гор и под поверхностью Земли (слева) и схема ядерного каскада в атмосфере (справа). Выполнено по материалам статьи: Shea M. A., Smart D. F. Cosmic ray implications for human health // Space Science Reviews. 2000. Vol. 93. P. 187–205.С начала 21 в. для решения некоторых астрофизических задач (например, для поиска астрофизических нейтрино и изучения эффекта Грайзена – Зацепина – Кузьмина) используются огромные установки типа IceCube во льду Антарктиды. Установки типа Баксанского комплекса и IceCube оказались чувствительными не только к галактическим, но и к солнечным космическим лучам. Баксанский подземный сцинтилляционный телескоп зарегистрировал, например, ряд мюонных всплесков пока не известной природы, сопряжённых, однако, с приходом к Земле солнечных космических лучей. В свою очередь, по крайней мере один из случаев прихода к Земле релятивистских протонов от Солнца (13 декабря 2006) зафиксирован не только наземной сетью станций, но и орбитальным спектрометром PAMELA на искусственном спутнике Земли «Ресурс-ДК1», а также установкой IceCube.

Основными типами детекторов, которые использовались в прошлом при изучении космических лучей, были фотоэмульсии и рентгеновские плёнки, а также ионизационные камеры. Ныне более широко используются газоразрядные счётчики, счётчики нейтронов, черенковские и сцинтилляционные счётчики, а также твердотельные полупроводниковые детекторы, искровые и дрейфовые камеры.

Ядерно-физические исследования космических лучей осуществляются в основном при помощи счётчиковых установок большой площади для регистрации широких атмосферных ливней (ШАЛ), открытых в 1938 г. (П. Оже). Ливни содержат огромное количество вторичных частиц, которые образуются при вторжении в атмосферу одной первичной частицы с энергией ≥ 10¹⁵ эВ (рис. 5, справа). Основная цель таких наблюдений – изучение характеристик элементарного акта ядерного взаимодействия при высоких энергиях. Наряду с этим, они дают информацию об энергетическом спектре космических лучей при энергиях 10¹⁵–10²⁰ эВ, что очень важно для поиска источников и механизмов ускорения космических лучей.

Поток частиц с $E\approx10^{20}\ эВ,$ изучаемый методами ШАЛ, очень мал. Например, на 1 м² на границе атмосферы за 1 млн лет падает лишь одна частица с $E\approx10^{20}\ эВ.$ Для регистрации столь малых потоков необходимо иметь большие площади с установленными на них детекторами, чтобы зарегистрировать достаточное количество событий за разумное время. К 2016 г. на гигантских установках по регистрации ШАЛ различными группами учёных было зарегистрировано, по разным оценкам, от 10 до 20 событий, порождённых частицами с максимальными энергиями до 3 ∙10²⁰ эВ.

Наблюдения в космофизическом аспекте проводятся весьма разнообразными методами в зависимости от энергии частиц. Вариации космических лучей с энергиями 10⁹–10¹² эВ изучаются по данным мировой сети нейтронных мониторов, мюонных телескопов и других детекторов. Однако наземные установки из-за атмосферного поглощения нечувствительны к частицам с энергией < 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 5, слева).

Внеатмосферные измерения и аномальная компонента космических лучей

Внеатмосферные измерения потока космических лучей с энергией 1–500 МэВ осуществляют при помощи геофизических ракет, искусственных спутников Земли (ИСЗ) и других космических аппаратов (космических зондов). Прямые наблюдения космических лучей в межпланетном пространстве были начаты в 1960-х гг. на орбите Земли (вблизи плоскости эклиптики). Особенно успешные измерения удалось осуществить с помощью орбитального спектрометра PAMELA на ИСЗ «Ресурс-ДК1», детекторов космической обсерватории ACE, детекторов AMS и некоторых других. С 1994 г. подобные измерения проводятся над полюсами Солнца (космический аппарат «Улисс»).

Рис. 6. Асимметрия гелиосферы (гелиомагнитосферы) и генерация аномальных космических лучей (АКЛ). Иллюстрация из статьи: McComas D. J., Schwadron N. A. An explanation of the Voyager paradox: Particle acceleration at a blunt termination shock // Geophysical Research Letters. 2006. Vol. 33, № 4. Перевод и адаптация: БРЭ.Рис. 6. Асимметрия гелиосферы (гелиомагнитосферы) и генерация аномальных космических лучей (АКЛ). Иллюстрация из статьи: McComas D. J., Schwadron N. A. An explanation of the Voyager paradox: Particle acceleration at a blunt termination shock // Geophysical Research Letters. 2006. Vol. 33, № 4. Перевод и адаптация: БРЭ.Космические аппараты «Вояджер-1» и «Вояджер-2», запущенные ещё в 1977 г., уже вышли за пределы Солнечной системы. Первый из этих аппаратов пересёк границу гелиосферы в 2004 г., второй – в 2007 г. Это произошло соответственно на расстояниях 94 и 84 астрономических единиц (а. е.) от Солнца. С тех пор оба аппарата, по-видимому, движутся в облаке межзвёздной пыли, в которое погружена Солнечная система (Местный пузырь). Разница в расстояниях, где состоялось пересечение границы гелиосферы указанными аппаратами, свидетельствует об асимметрии её структуры (рис. 6), которая обусловлена движением Солнца (вместе со всей Солнечной системой) в межзвёздном газе со скоростью около 20 км/с относительно ближайших звёзд.

Рис. 7. Типичные энергетические спектры ионов кислорода, представляющих различные популяции частиц в гелиосфере. Репродукция графика из статьи: Lee M. A. [et al.]. Shock Acceleration of Ions in the Heliosphere // Space Science Reviews. 2012. Vol. 172. P. 247–281. Перевод и адаптация: БРЭ.Рис. 7. Типичные энергетические спектры ионов кислорода, представляющих различные популяции частиц в гелиосфере. Репродукция графика из статьи: Lee M. A. [et al.]. Shock Acceleration of Ions in the Heliosphere // Space Science Reviews. 2012. Vol. 172. P. 247–281. Перевод и адаптация: БРЭ.В начале 1970-х гг. изучение галактических космических лучей малых энергий, проводимое на космических аппаратах (КА), привело к открытию аномальных космических лучей. Они состоят из частично ионизованных атомов He, C, N, O, Ne и Ar. Аномальность проявляется в том, что в области энергий от нескольких единиц до нескольких десятков МэВ/нуклон спектр этих частиц существенно отличается от спектра галактических космических лучей: в данной области наблюдается возрастание потока частиц (рис. 7; см. также рис. 2). Кроме того, содержание химических элементов в аномальных космических лучах значительно отличается от соответствующих значений для галактических космических лучей. По современным представлениям, источником аномальных космических лучей являются нейтральные атомы межзвёздного газа (межзвёздный ветер), проникающие внутрь Солнечной системы при её движении в межзвёздном пространстве. Проникающие в гелиосферу атомы подвергаются перезарядке с частицами солнечного ветра, превращаясь в ионы, ускоряются терминальной ударной волной на границе гелиосферы (гелиомагнитосферы) и затем перемещаются посредством диффузии во внутренние районы гелиосферы.

Рис. 8. Вариации потока ионов с энергией выше 70 МэВ на границе гелиосферы, измеренные космическими зондами «Вояджер-1» (V1, синяя линия) и «Вояджер-2» (V2, красная линия). TS1 и TS2 – моменты пересечения зондами терминальной ударной волны. График из статьи: Kiraly P. Some implications of energetic particle and plasma data at both Voyagers. 31st International Cosmic Ray Conference. Lodz (Poland), 2009. Vol. 1. P. 3229–3232. Перевод и адаптация: БРЭ.Рис. 8. Вариации потока ионов с энергией выше 70 МэВ на границе гелиосферы, измеренные космическими зондами «Вояджер-1» (V1, синяя линия) и «Вояджер-2» (V2, красная линия). TS1 и TS2 – моменты пересечения зондами терминальной ударной волны. График из статьи: Kiraly P. Some implications of energetic particle and plasma data at both Voyagers. 31st International Cosmic Ray Conference. Lodz (Poland), 2009. Vol. 1. P. 3229–3232. Перевод и адаптация: БРЭ.С другой стороны, по данным на июнь 2008 г., полученным с борта КА «Вояджер-1», было отмечено увеличение со временем потока космических лучей сравнительно невысоких энергий (единицы – десятки МэВ, рис. 8). Эти первые сведения о космических лучах, полученные непосредственно из межзвёздной среды, поднимают новые вопросы об источниках и природе (механизмах генерации) аномальных космических лучей.

Следует отметить, что ещё задолго до полёта указанных КА, в начале 1960-х гг., предварительные оценки размеров (радиуса) гелиосферы (около 100 а. е.) были сделаны на основе изучения вариаций галактических космических лучей. Эта оценка была получена по эффектам 11-летней модуляции их интенсивности потоком солнечного ветра (точнее – вмороженными в него межпланетными магнитными полями).

Косвенные методы исследования космических лучей

Ряд ценных результатов дал метод космогенных изотопов. Они образуются при взаимодействии космических лучей с метеоритами и космической пылью, с поверхностью Луны и планет, с атмосферой или поверхностью Земли. Космогенные изотопы несут информацию о вариациях космических лучей в прошлом и о солнечно-земных связях. В качестве примера можно отметить кембрийский взрыв в истории биосферы Земли – быстрое появление новых форм жизни, которое случилось около 580–500 млн лет назад. Из метеоритных данных по содержанию изотопа ⁴⁰К за последние примерно 2 млрд лет следует, что в интервале 900–400 млн лет назад поток галактических космических лучей мог быть в несколько раз ниже современного (Лаврухина, Устинова, 1990), что и могло послужить причиной взрыва биологического разнообразия на Земле.

Радиоактивный изотоп углерода ¹⁴С, который образуется в атмосфере под действием космических лучей, обладает свойством накапливаться в годичных кольцах деревьев и в других «древних» остатках биосферы (в том числе ископаемых). Этот эффект служит основой радиоуглеродного метода датирования (Libby, 1949). По содержанию ¹⁴С в таких образованиях с известным возрастом можно изучать вариации интенсивности космических лучей на протяжении нескольких последних тысяч лет. По другим долгоживущим изотопам (¹⁰Be, ²⁶Al, ³⁶Cl, ⁵³Mn и др.), содержащимся в метеоритах, лунном грунте, в глубоководных отложениях на дне морей, океанов и озёр, можно восстановить картину изменений интенсивности космических лучей за прошедшие миллионы лет.

Рис. 9. Треки тяжёлых ядер космических лучей в шлемах космонавтов экспедиций «Аполлон»: слева – начальный трек от тяжёлой частицы при входе в шлем; справа – конечный трек частицы, пришедшей с противоположной стороны и остановившейся в шлеме. Фото из статьи: Comstock G. M. [et al.]. Cosmic ray tracks in plastics: The Apollo helmet dosimetry experiment // Science. 1971. Vol. 172, № 3979. P. 154–157. Адаптация: БРЭ.Рис. 9. Треки тяжёлых ядер космических лучей в шлемах космонавтов экспедиций «Аполлон»: слева – начальный трек от тяжёлой частицы при входе в шлем; справа – конечный трек частицы, пришедшей с противоположной стороны и остановившейся в шлеме. Фото из статьи: Comstock G. M. [et al.]. Cosmic ray tracks in plastics: The Apollo helmet dosimetry experiment // Science. 1971. Vol. 172, № 3979. P. 154–157. Адаптация: БРЭ.С развитием космической техники и радиохимических методов анализа стало возможным изучение характеристик космических лучей по их трекам (следам) в веществе. Треки образуются ядрами космических лучей в метеоритах, лунном веществе, в специальных образцах-мишенях, которые экспонируются на ИСЗ и затем возвращаются на Землю, а также в шлемах космонавтов, работавших в открытом космосе. Именно благодаря радиохимическим методам в 1971 г. (рис. 9) удалось впервые экспериментально доказать реальность радиационной опасности от космических лучей для экипажей космических кораблей, особенно при облучении тяжёлыми ионами. Эксперимент проводился со шлемами космонавтов, которые участвовали в лунных экспедициях на космических кораблях от «Аполлон-8» до «Аполлон-12». Их шлемы были изготовлены из лексана, который по своим свойствам близок к свойствам почек человека. На рис. 9 показаны треки, оставленные ионами серы Si в одном из шлемов, побывавших в космосе. Контрольный шлем специально экспонировался в стратосфере на высоте 41 км над Фортом Черчилл (Канада).

Используется также косвенный метод изучения космических лучей по эффектам ионизации, вызываемым ими в нижней части ионосферы и в стратосфере, особенно в полярных широтах (например, эффект усиления поглощения коротких радиоволн). Кроме эффектов ионизации, космические лучи вызывают также образование оксидов азота в атмосфере. Вместе с осадками (дождь и снег) оксиды осаждаются и в течение многих лет накапливаются во льдах Гренландии и Антарктиды. По их содержанию в колонках льда (т. н. нитратный метод) можно в некоторой степени судить об интенсивности космических лучей в прошлом (десятки и сотни лет назад). Более надёжным источником данных о «древних» космических лучах многие астрофизики считают содержание радиоуглерода ¹⁴С в ископаемых органических останках и/или содержание ¹⁰Be в древних образцах.

Эти эффекты существенны главным образом при вторжении в атмосферу солнечных космических лучей во время т. н. экстремальных солнечных событий. К 2021 г. обнаружено всего 4 таких события: BC3372, AD775, AD994, AD1859 (событие Кэррингтона). Хотя вероятность подобных событий (солнечных «супервспышек») невелика, их изучение представляет большой интерес для понимания эволюции Солнца в далёком прошлом, а также для прогнозирования радиационной опасности, особенно при длительных околоземных и межпланетных экспедициях. Данные об экстремальных солнечных событиях важны также для понимания работы солнечного (звёздного) динамо в целом.

Происхождение космических лучей

Из-за высокой изотропии основного потока космических лучей наблюдения у Земли не позволяют установить, где они образуются и как распределены во Вселенной. На эти вопросы впервые ответила радиоастрономия в связи с открытием космического синхротронного излучения в диапазоне частот 10⁷–10⁹ Гц. Это излучение создаётся электронами очень высокой энергии (10⁹–10¹⁰ эВ) при их движении в магнитных полях Галактики. Такие электроны, являющиеся одной из компонент космических лучей, занимают протяжённую область, охватывающую всю Галактику и называемую галактическим гало. В межзвёздных магнитных полях электроны движутся подобно другим заряженным частицам высокой энергии – протонам и более тяжёлым атомным ядрам. Разница состоит лишь в том, что благодаря малой массе электроны, в отличие от более тяжёлых частиц, интенсивно излучают радиоволны и тем самым обнаруживают себя в удалённых частях Галактики, являясь индикатором космических лучей. Такими же индикаторами являются и другие электромагнитные излучения, связанные с ускорением и/или с ядерными взаимодействиями космических лучей (например, солнечное гамма-излучение во время вспышек). Современная наблюдательная астрономия фактически превратилась во всеволновую астрофизику, использующую самые разнообразные излучения (от гамма-квантов до километровых радиоволн), а также наблюдения частиц (космических лучей, солнечного ветра и т. д.).

Кроме общего галактического синхротронного радиоизлучения, были обнаружены его дискретные источники: остатки сверхновых звёзд, ядро Галактики, радиогалактики, квазары, активные ядра галактик и т. д. Все эти объекты рассматриваются в качестве возможных источников космических лучей. Ныне основным источником космических лучей внутри Галактики считаются взрывы сверхновых звёзд. Предполагается, что космические лучи ускоряются в основном на ударных волнах, образующихся при этих взрывах. Максимальная энергия, которую могут приобрести частицы в таких процессах, составляет ~10¹⁶ эВ. Кроме того, часть космических лучей может ускориться до таких же энергий на ударных волнах, распространяющихся в межзвёздной среде Галактики. Космические лучи ещё бóльших энергий образуются за пределами Галактики (во внегалактических источниках). Одним из их источников могут быть активные ядра галактик.

Парадокс Грайзена – Зацепина – Кузьмина

В 1966 г. Г. Т. Зацепин и В. А. Кузьмин (СССР), а также К. Грайзен (США) высказали предположение, что степенной спектр космических лучей при энергиях выше 3∙10¹⁹ эВ должен «обрезаться» (или резко загибаться вниз) из-за взаимодействия высокоэнергичных частиц с реликтовым излучением (эффект Грайзена – Зацепина – Кузьмина, или GZK-эффект).

С одной стороны, к концу 2008 г. в международных экспериментах «Проект Оже» (выполняемом в обсерватории Пьера Оже) и Telescope Array Project было зарегистрировано 6 событий с энергией ⩾10²⁰ эВ, т. е. выше указанного предела. При этом направления прихода двух из них совпадают в пределах углового разрешения. Такие результаты можно объяснить, если предположить, что источники этих частиц удалены от нас на расстояния не более 50 Мпк (по другим теоретическим оценкам, это расстояние не должно превышать 100 Мпк). В этом случае взаимодействия частиц космических лучей с фотонами реликтового излучения практически не происходит из-за малого количества фотонов на пути частицы от источника к наблюдателю.

С другой стороны, данные, полученные в 2007 г. по наблюдениям в обсерватории Пьера Оже, по-видимому, впервые указывают на существование GZK-эффекта при $E>3\!\cdot\!10^{19}\ эВ.$ И это, в свою очередь, является аргументом в пользу внегалактического происхождения космических лучей с энергией более 10²⁰ эВ, т. е. лежащей значительно выше обрезания спектра за счёт GZK-эффекта.

Для разрешения этого парадокса (т. н. парадокса GZK) высказываются различные идеи. Одна из гипотез связана с возможным нарушением лоренцевской инвариантности при сверхвысоких энергиях, в рамках которой нейтральные и заряженные π-мезоны могут быть стабильными частицами при энергиях выше 10¹⁹ эВ и входить в состав первичных космических лучей. Результаты наблюдений по «Проекту Оже», полученные до конца марта 2009 г. и опубликованные в 2012 г., подтвердили существование завала спектра космических лучей при энергии GZK-эффекта для протонов и более тяжёлых частиц на уровне значимости более 20σ. Парадокс GZK до сих пор остаётся предметом интенсивных астрофизических и ядерно-физических исследований.

Механизмы ускорения космических лучей

Завершённая теория ускорения космических частиц для всего энергетического диапазона, в котором они наблюдаются, пока не создана, хотя первая гипотеза о возможности ускорения частиц в атмосферах звёзд была высказана У. Суонном ещё в 1933 г. Даже в отношении галактических космических лучей предложены лишь модели, объясняющие наиболее существенные факты. К таковым следует в первую очередь отнести величину плотности энергии космических лучей на орбите Земли (около 1 эВ/см³), а также степенную форму их энергетического спектра, не претерпевающую каких-либо резких изменений вплоть до энергии около 3∙10¹⁵ эВ, где показатель дифференциального спектра всех частиц меняется с –2,7 на –3,1.

Требования к энергетической мощности источников, генерирующих космические лучи, весьма высоки (мощность генерации космических лучей должна быть порядка 3∙10³³ Вт), так что обычные звёзды Галактики не могут им удовлетворять. Однако такая мощность может быть получена от взрывов сверхновых звёзд (В. Л. Гинзбург, С. И. Сыроватский, 1963). Если во время взрыва выделяется энергия порядка 10⁴⁴ Дж, а взрывы происходят с частотой 1 раз в 30–100 лет, то их суммарная мощность составляет порядка 10³⁵ Вт и для обеспечения необходимой мощности космических лучей достаточно лишь нескольких процентов энергии вспышки сверхновой.

При этом, однако, остаётся вопрос о формировании наблюдаемого энергетического спектра галактических космических лучей. Проблема состоит в том, что макроскопическую энергию намагниченной плазмы (расширяющейся оболочки сверхновой) необходимо передать индивидуальным заряженным частицам, обеспечив при этом такое распределение энергии, которое существенным образом отличается от теплового.

Рис. 10. Схема «диффузионного» ускорения заряженных частиц на ударных волнах в процессе рассеяния частиц при прохождении ударного фронта. Фронт движется справа налево. Скорость плазмы после прохождения фронта меньше, чем до фронта, поскольку её энергия передаётся индивидуальным частицам и уносится ими. По материалам из статьи: Фольк Г. Ускорение космических лучей в среде с учётом потерь и диффузные источники γ-излучения // Известия АН СССР. Серия физическая. 1981. Т. 45, № 7. С. 1122–1136.Рис. 10. Схема «диффузионного» ускорения заряженных частиц на ударных волнах в процессе рассеяния частиц при прохождении ударного фронта. Фронт движется справа налево. Скорость плазмы после прохождения фронта меньше, чем до фронта, поскольку её энергия передаётся индивидуальным частицам и уносится ими. По материалам из статьи: Фольк Г. Ускорение космических лучей в среде с учётом потерь и диффузные источники γ-излучения // Известия АН СССР. Серия физическая. 1981. Т. 45, № 7. С. 1122–1136.Наиболее вероятным механизмом ускорения галактических космических лучей до энергии порядка 10¹⁵ эВ (а возможно, и выше) представляется следующий. Движение сброшенной при взрыве оболочки порождает в окружающей межзвёздной среде ударную волну (рис. 10). Диффузионное распространение заряженных частиц, захваченных в процесс ускорения, позволяет им многократно пересекать фронт ударной волны (Г. Ф. Крымский, 1977). Каждая пара последовательных пересечений увеличивает энергию частицы пропорционально уже достигнутой энергии (механизм, предложенный Э. Ферми, 1949), что и приводит к ускорению частиц. С увеличением числа пересечений фронта ударной волны растёт и вероятность покинуть область ускорения, так что по мере роста энергии количество частиц падает примерно по степенному закону, причём ускорение оказывается весьма эффективным, а расчётный спектр ускоренных частиц вплоть до максимально достижимой энергии получается достаточно жёстким, а именно $\sim\!E^{-2}.$ При некоторых модельных допущениях предложенная схема даёт величину максимальной энергии $E_{макс}\sim10^{17}\!\cdot\!Z\ эВ,$ где $Z\ –$ зарядовое число ускоренного ядра. Чтобы компенсировать различие между теоретическим (–2) и экспериментальным (–2,7) показателями спектра, требуется значительное смягчение спектра в процессе распространения космических лучей. Такое смягчение может быть достигнуто за счёт энергетической зависимости коэффициента диффузии частиц при их движении от источников к Земле.

Среди других механизмов ускорения обсуждается, в частности, ускорение на стоячей ударной волне при вращении нейтронной звезды с мощным магнитным полем (~10¹² Гс). Максимальная энергия частиц при этом может достигать (10¹⁷–10¹⁸)∙Z эВ, а время эффективного ускорения – 10 лет. Ускорение частиц возможно также в ударных волнах, образующихся при столкновении галактик. Такое событие может осуществляться с частотой примерно 1 раз в 5∙10⁸ лет; максимально достижимая при этом энергия оценивается как (3∙10¹⁹)∙Z эВ. Аналогичная оценка получается и для процесса ускорения ударными волнами в релятивистских джетах (струях), генерируемых активными ядрами галактик. Примерно такие же оценки дают модели, связанные с рассмотрением ускорения ударными волнами, вызванными аккрецией вещества в скоплениях галактик. Наибольшие оценки (до энергий порядка 10²¹ эВ) можно получить в рамках модели космологического происхождения гамма-всплесков. Обсуждаются также экзотические сценарии, в которых обычного ускорения частиц не требуется вовсе. В подобных сценариях космические лучи возникают в результате распадов или аннигиляции топологических дефектов (космические струны, монополи и т. д.), возникших в первые мгновения расширения Вселенной.

По современным представлениям, в космических условиях имеет место множественность и иерархия механизмов ускорения, в зависимости от начальных и граничных условий в области ускорения. Более того, при формировании спектров космических лучей, наблюдаемых вблизи орбиты Земли, происходит суперпозиция вкладов от различных источников. На это указывают, например, данные детектора PAMELA. Так, в спектрах протонов и ядер гелия в области энергий около 10 ГэВ – 1,20 ТэВ были обнаружены особенности, которые требуют учёта вклада других звёзд из ближайших окрестностей Солнечной системы, возможно, от жёлтых карликов, подобных нашему Солнцу (Ю. И. Стожков, 2011).

Проблемы и перспективы

Изучение космических лучей даёт ценные сведения об электромагнитных полях в различных областях космического пространства. Информация, «записанная» и «переносимая» частицами космических лучей на их пути к Земле, расшифровывается при исследовании вариаций космических лучей – пространственно-временных изменений их потока под влиянием динамических, электромагнитных и плазменных процессов в межзвёздном пространстве, внутри гелиосферы (в потоке солнечного ветра) и в окрестности Земли (в земной магнитосфере и атмосфере).

С другой стороны, в качестве естественного источника частиц высокой энергии космические лучи играют незаменимую роль при изучении строения вещества и взаимодействий между элементарными частицами. Энергии отдельных частиц космических лучей столь велики, что они ещё долго будут оставаться вне конкуренции по сравнению с частицами, ускоренными самыми мощными лабораторными ускорителями. Так, максимальная энергия частиц (протонов), полученных в большинстве современных наземных ускорителей, в основном не превышает 10¹² эВ. Лишь 3 июня 2015 г. в ЦЕРН на Большом адронном коллайдере впервые удалось ускорить протоны до энергий 1,3∙10¹³ эВ (при проектной максимальной энергии 1,4∙10¹³ эВ).

Наблюдения в различных космических масштабах (Галактика, Солнце, магнитосфера Земли и т. д.) показывают, что ускорение частиц происходит в космической плазме всюду, где имеются достаточно интенсивные неоднородные движения и магнитные поля. Однако в большом количестве и до очень высоких энергий частицы могут ускоряться только там, где плазме сообщается очень большая кинетическая энергия. Это как раз и происходит в таких грандиозных космических процессах, как вспышки сверхновых звёзд, активность радиогалактик и квазаров.

В понимании подобных процессов был достигнут значительный прогресс, однако остаётся и много вопросов. По-прежнему особенно острая ситуация в области высоких и экстремально высоких энергий, где качество информации (статистика данных) всё ещё не позволяет сделать однозначные выводы об источниках космических лучей и механизмах их ускорения. Можно надеяться, что эксперименты на Большом адронном коллайдере позволят получить информацию относительно адронных взаимодействий вплоть до энергии ~10¹⁷ эВ и значительно сузить существующую ныне неопределённость, возникающую при экстраполяции феноменологических моделей адронных взаимодействий в область сверхвысоких энергий. В связи с этим идут поиски возможных указаний на проявления «новой физики» в космических лучах. Астрофизические аспекты физики ускорения заряженных частиц в космосе оказываются, таким образом, тесно связанными с физикой элементарных частиц.

Установки по изучению широких атмосферных ливней следующего поколения должны обеспечить высокоточные исследования энергетического спектра и состава космических лучей в области энергий 10¹⁷–10¹⁹ эВ, где, по-видимому, происходит переход от галактических космических лучей к космическим лучам внегалактического происхождения.

Наряду с огромной ролью космических лучей в астрофизических процессах важно их значение для изучения далёкого прошлого Земли: изменений климата, происхождения жизни и генетических мутаций, эволюции земной биосферы (включая вымирания отдельных видов организмов) и т. д., а также для поисков следов жизни на Марсе и других планетах, для решения некоторых практических задач, например мониторинга и прогноза космической погоды, а также обеспечения радиационной безопасности космонавтов, особенно при межпланетных полётах.

Для обеспечения безопасности космических полётов особенно велика роль тяжёлых заряженных частиц в космосе (рис. 9). В частности, есть данные о том, что наблюдавшиеся многими космонавтами световые вспышки в глазах (т. н. фосфены) вызываются тяжёлыми заряженными ионами из состава космических лучей. Протоны и тяжёлые ядра в солнечных космических лучах могут вызвать в электронных системах космических аппаратов (в микросхемах-чипах) такие же одиночные сбои, как и в биологических объектах. При этом тяжёлые частицы с энергиями в десятки и сотни МэВ/нуклон являются наиболее вероятными источниками сбоев в микросхемах и нарушений в биоструктурах на клеточном уровне.

В начале 21 в. всё большее внимание привлекает возможная роль космических лучей в атмосферных и климатических процессах. Хотя плотность энергии космических лучей мала по сравнению с огромной энергетикой различных атмосферных процессов, в некоторых из них космические лучи, по-видимому, играют решающую роль. В земной атмосфере на высотах менее 30 км космические лучи служат главным источником образования ионов. От плотности ионов во многом зависят процессы конденсации и образования водяных капель. Так, во время понижений интенсивности галактических космических лучей в области возмущений солнечного ветра в межпланетном пространстве, вызванных солнечными вспышками (эффект Форбуша), уменьшается облачность и уровень выпадения осадков. После вспышек на Солнце и прихода солнечных космических лучей на Землю величина облачности и уровень осадков увеличиваются. Эти изменения как в первом, так и во втором случае составляют не менее 10 %. После вторжения в полярные области Земли больших потоков ускоренных частиц от Солнца наблюдается изменение температуры в верхних слоях атмосферы. Космические лучи активно участвуют также в образовании грозового электричества. В начале 21 в. усиленно изучается влияние космических лучей на концентрацию озона и другие процессы в атмосфере.

Все перечисленные эффекты детально исследуются в рамках более общей проблемы солнечно-земных связей. Особый интерес представляет разработка механизмов этих связей. В частности, это относится к триггерному механизму, при котором энергетически слабое первичное воздействие на неустойчивую систему приводит к многократному усилению вторичных эффектов, например к развитию мощного циклона. Суммарный поток энергии космических лучей составляет на орбите Земли ~10^–3 эрг/(см²∙с). С другой стороны, поток энергии типичного тропосферного возмущения равен примерно 10⁴ эрг/(см²∙с). Отсюда следует, что при плотности энергии космических лучей, оцененной выше для орбиты Земли (около 1 эВ/см³), коэффициент усиления должен быть >10⁷ на временном масштабе менее 1 сут.

Большая проникающая способность вторичных мюонов (рис. 5, справа) оказалась полезной, в частности, для решения некоторых задач археологии. Так, с помощью «мюонной технологии» в 2017 г. археологи обнаружили огромную пустоту (длиной около 30 м), скрытую внутри пирамиды Хеопса. Исследователи специальными детекторами проверили потоки мюонов в разных точках сооружения. Идея эксперимента, предложенного ещё в 1965 г. (L. Alvarez), опиралась на предположение, что сквозь огромные блоки песчаника проходит меньшее количество мюонов, чем через полости, и, если в каком-то месте обнаруживается всплеск их потока, значит здесь надо искать скрытые комнаты. Именно это и произошло под сводом Большой галереи пирамиды Хеопса. Примечателен сам факт обнаружения чего-то нового в одном из самых известных археологических памятников в мире, причём без раскопок и каких-либо повреждений древнего сооружения. Здесь не находили неизвестных комнат уже в течение более чем столетия.