БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (КО)

С ростом энергии К. л. их интенсивность сначала медленно, а затем всё более резко уменьшается ( рис. 3 , а). При энергиях 10 10—10 15 эв поток частиц с энергией выше некоторой заданной энергии E (интегральный спектр) падает по закону ~ E -1,7 ( рис. 3 , б). В области энергий > 10 15 эв единственным источником сведений об энергетическом спектре К. л. ( рис. 3 , е) являются данные по широким атмосферным ливням (см. ниже): этот спектр уже нельзя представить единым степенным законом, что может объясняться примесью метагалактических К. л.

Более 90% частиц первичных К. л. всех энергий составляют протоны, примерно 7% — a -частицы и лишь небольшая доля (~ 1%) приходится на ядра элементов более тяжёлых, чем водород и гелий. Несмотря на это, ядра с Z > 1 несут около 50% всей энергии К. л. Уменьшение распространённости с ростом атомного номера элемента в К. л. идёт медленнее, чем для вещества небесных тел во Вселенной вообще. Особенно велико в К. л. содержание ядер лёгких элементов Li , Be, В, естественная распространённость которых чрезвычайно мала (£ 10 -7%). Имеется также избыток тяжёлых ядер ( Z ³ 6). Из этого следует, что в источниках К. л. преобладает ускорение тяжёлых ядер, а более лёгкие ядра возникают за счёт расщепления тяжёлых ядер (фрагментации) при их взаимодействии с межзвёздным веществом. В период 1966—71 с помощью ядерных фотоэмульсий и твердотельных детекторов заряженных частиц в К. л. обнаружены ядра значительно тяжелее железа — вплоть до урана, а возможно и ещё более тяжёлые, причём их потоки падают с ростом Z примерно как Z -7— Z -8. В наиболее изученной области энергий (>2,5 Гэв на нуклон) ядерный состав К. л. таков: протоны — около 92%, a-частицы — около 7%, ядра с Z = 3—5 — около 0,1—0,15%, с Z = 6—9 — около 0,5% с Z = 10—15 — около 0,1—0,15%, с Z = 16—25— около 0,04%, с Z = 26 (железо) — 0,025%, с Z > 30— ~10 -5%.

По содержанию в К. л. Li, Be, В, которых нет в источниках (эти элементы быстро выгорают в результате протекающих в звёздах термоядерных реакций) и которые образуются только в результате фрагментации, было оценено среднее количество вещества, через которое проходят К. л. на пути от источников до Земли; оно оказалось равным 3—5 г/см 2. Отсюда, если известна средняя плотность вещества в Галактике, можно оценить путь, проходимый К. л. в Галактике, и среднее время жизни К. л. (см. ниже).

В состав первичных К. л. входят также электроны и позитроны (~1%) и фотоны высоких энергий — g -кванты (~0,01% при энергиях > 100 Мэв ) . Несмотря на незначительную долю в К. л., g -кванты представляют особый интерес, поскольку, не отклоняясь магнитными полями межзвёздного пространства, они позволяют обнаруживать отдельные квазиточечные источники К. л. Найдено уже около 20 таких источников. Из них наиболее интересен пульсар NP 0532 в Крабовидной туманности, дающий поток g -квантов 0,1—0,5 на 1 м 2 в 1 сек и являющийся одновременно мощным пульсирующим источником рентгеновского излучения. Кроме того, обнаружен диффузный поток -l квантов из центра Галактики с интенсивностью ~ 1 частица на 1 м 2 в 1 сек в расчёте на единицу телесного угла.

Внутри магнитосферы Земли, на высотах ³ 1000 км от земной поверхности, помимо потока К. л., присутствуют гораздо более интенсивные потоки протонов и электронов, захваченные геомагнитным полем и образующие радиационный пояс Земли. Происхождение внутренней области радиационного пояса объясняется в основном обратным потоком (альбедо) нейтронов, выбиваемых К. л. из ядер атомов, составляющих атмосферу Земли: нейтроны распадаются на протоны и электроны, которые удерживаются в естественной магнитной ловушке магнитосферы Земли.

Солнечные К. л.Наиболее сильные возрастания интенсивности К. л. в виде нерегулярных кратковременных всплесков связаны с хромосферными вспышками на Солнце. При таких вспышках происходит ускорение заряженных частиц. солнечной плазмы электромагнитными полями (по-видимому, у границ солнечных пятен), т. е. генерация солнечных К. л. Предложен, в частности, весьма вероятный механизм ускорения частиц электрическими полями, индуцируемыми при быстром сближении областей солнечной плазмы с противоположно направленными магнитными полями (советский физик С. И. Сыроватский, 1965).

Потоки солнечных К. л. во время некоторых хромосферных вспышек в сотни раз превышают потоки галактических К. л. Так, при рекордном всплеске 23 февраля 1956 наблюдалось 300-кратное возрастание потока К. л. с энергией > 3 Гэв, что могло бы представлять серьёзную угрозу безопасности космических полётов. Поэтому очень важны систематические наблюдения хромосферных вспышек, всплесков радио- и рентгеновского излучения и др. проявлений солнечной активности, позволяющие в тесной связи с измерениями интенсивности К. л. прогнозировать радиационную обстановку на трассах космических полётов.

В среднем вклад солнечных К. л. в общую интенсивность космического излучения составляет несколько процентов.

Химический состав солнечных К. л. очень близок к составу солнечной атмосферы. В отличие от галактич. К. л., в них отсутствуют ядра Li, Be, В. Это показывает, что количество вещества, проходимое солнечными К. л., чрезвычайно мало (< 0,1 г/см 2 ) и что их генерация не может происходить в глубине солнечной атмосферы, где плотность вещества слишком велика (вероятнее всего ускорение происходит в верхней хромосфере и нижней короне Солнца).

Частицы солнечных К. л. по сравнению с галактическими обладают более низкими энергиями (их энергетический спектр более мягкий). Энергии протонов обычно ограничиваются долями Гэв, и лишь при очень редких мощных хромосферных вспышках генерируются протоны с энергиями до 100 Гэв; нижняя граница энергии регистрируемых электронов солнечных К. л. составляет десятки кэв (т. е. близка к энергии частиц солнечного ветра). Солнечные К. л. малой энергии оказывают существенное воздействие на состояние ионосферы Земли в высоких широтах, вызывая дополнительную ионизацию её нижних слоев. Это приводит к ослаблению радиоволн, а в некоторых случаях — к полному прекращению радиосвязи на коротких волнах. Данные о распространении солнечных К. л., их энергетическом спектре и угловой анизотропии позволяют получить информацию о структуре магнитного поля в межпланетном пространстве. Изучение пространственных и временных вариаций (изменений) потоков солнечных К. л. помогает лучше понять такие геофизические явления, как геомагнитные бури, полярные сияния и пр.

Характер возрастания потока солнечных К. л. на Землю показывает, что в начальный период после вспышки поток существенно анизотропен, причём его максимум направлен под углом примерно 45° к западу от направления на Солнце. Это явилось первым прямым доказательством изогнутости силовых линий межпланетного магнитного поля в виде спиралей Архимеда (см. рис. 4 ).