Журнал «Вокруг Света» №05 за 2007 год

Другой механизм ускорения частиц был предложен Энрико Ферми (E. Fermi) и носит его имя. В нем частицы разгоняются в области ударных волн, многократно пересекая их фронт. При прохождении ударной волны количество вещества остается постоянным, но сразу за фронтом волны оно сжимается и должно иметь меньшую скорость — точно так же автомобили в пробке расположены плотнее и движутся медленнее, чем за ее пределами. Частица, перескочив через фронт и столкнувшись с частицами по ту сторону ударной волны, приобретет дополнительную энергию. Если вдобавок в веществе есть магнитное поле, то заряженная частица может развернуться и перескочить через ударную волну еще раз. Так, прыгая туда-сюда много раз, частица увеличивает свою энергию, как мячик между двумя быстро сближающимися стенками.

  

Остаток сверхновой SN 1006. В ударных волнах таких образований ускоряются галактические космические лучи

Где же найти достаточно мощные ударные волны? Во время взрывов сверхновых высвобождается гигантское количество энергии. Кроме того, такие взрывы случаются достаточно часто. В галактике типа нашей, а таких в видимой части Вселенной около ста миллиардов, подобные катаклизмы происходят раз в несколько десятков лет. После взрыва за несколько тысяч лет около 10% механической энергии расширяющегося остатка сверхновой может превратиться в энергию частиц.

Данная теория происхождения космических лучей в последнее время получила убедительные подтверждения. Помогли в этом рентгеновские наблюдения остатков сверхновых. Еще в 1995 году с помощью японского спутника ASCA удалось получить изображение остатка сверхновой 1006 года, однозначно говорящее о наличии в нем частиц с очень высокой энергией. Затем с помощью спутника Chandra этот результат был подтвержден для других остатков. Наконец, совсем недавно наземный гамма-телескоп H.E.S.S. смог четко зарегистрировать несколько остатков сверхновых в гамма-лучах очень высокой энергии, которые возникают в этих туманностях в результате «работы» ускоряемых в них космических лучей. Так что о рождении частиц с энергией примерно до 1016 эВ мы знаем уже достаточно много. Однако в остатках сверхновых частицы сверхвысоких энергий рождаться не могут. Нужны какие-то другие источники.

Тайна источников

Впервые суперчастицы обнаружили в 1960-х годах. Это были единичные примеры регистрации на разных установках (в том числе и отечественных). Причем уверенности в измеренных значениях энергии не было. Но проблема уже тогда выглядела очень серьезной. Во-первых, разогнать частицы до таких энергий очень непросто, а во-вторых, такую большую энергию частице трудно сохранить.

Все дело в реликтовом излучении, которым заполнена вся Вселенная. Взаимодействуя с его фотонами, суперчастицы должны терять энергию, расходуя ее на рождение новых частиц — пионов (пи-мезонов) или электрон-позитронных пар. Как показали в 1966 году К. Грейзен (Kenneth Greisen), Г.Т. Зацепин и В.А. Кузьмин, чем больше энергия частицы, тем интенсивнее она будет взаимодействовать с реликтовыми фотонами. Согласно их выводам, если суперчастицы рождаются очень далеко — на космологических расстояниях от Земли, — то они попросту до нас не долетят. Иначе говоря, в энергетическом спектре космических лучей на энергиях более 1019 эВ (=1 джоуль) должен наблюдаться довольно резкий спад, получивший название «ГЗК-завал» (по первым буквам фамилий предсказавших его ученых).

Можно предположить, что суперчастицы рождаются где-то в соседних галактиках. Но при начальной энергии 1020 эВ частица растеряет ее, пролетев всего лишь 20 мегапарсек (65 миллионов световых лет). На таком расстоянии мало галактик, которые могли бы иметь внутри суперускоритель. А раз так, то частицы с энергиями выше 1019 — 1020 эВ должны были бы приходить всего лишь с нескольких секторов неба, соответствующих близким источникам. Между тем наблюдения пока не обнаружили таких выделенных направлений.

И хотя на протяжении 1970— 1980-х годов строились новые установки для охоты на суперчастицы, ясности не прибавлялось. Для проверки предсказания Грейзена, Зацепина и Кузьмина не хватало статистики и точности измерений. В конце концов, для решения загадки было решено реализовать два крупных проекта — AGASA и HiRes, которые на протяжении последних 10 лет держали научный мир в напряжении.

Эти две установки работали по принципиально различным методикам. Японская обсерватория AGASA состояла из 111 сцинтилляционных детекторов, разбросанных на площади около 100 км2 на расстоянии примерно 1 километра друг от друга, и 27 мюонных детекторов, закрытых слоем поглощающего вещества.