الأشعة الكونية

تم اكتشاف الأشعة الكونية في عام 1912 من قبل الفيزيائي النمساوي فيكتور هيس. كان عضوًا في معهد فيينا للراديوم وأجرى أبحاثًا عن الغازات المؤينة. بحلول ذلك الوقت ، كانوا يعرفون بالفعل أن جميع الغازات (بما في ذلك الغلاف الجوي) كانت دائمًا مؤينة قليلاً ، مما يشير إلى وجود مادة مشعة (مثل الراديوم) إما في تكوين الغاز أو بالقرب من جهاز يقيس التأين ، على الأرجح في قشرة الأرض.

صُممت تجارب رفع كاشف التأين في بالون لاختبار هذا الافتراض ، حيث يجب أن ينخفض تأين الغاز مع المسافة من سطح الأرض. كان الجواب عكس ذلك: اكتشف هيس إشعاعًا معينًا تزداد شدته مع الارتفاع. يشير هذا إلى أنه يأتي من الفضاء ، ولكن لم يكن من الممكن إثبات الأصل خارج كوكب الأرض للأشعة إلا بعد العديد من التجارب (حصل V. Hess على جائزة نوبل فقط في عام 1936). تذكر أن مصطلح "إشعاع" لا يعني أن هذه الأشعة كهرومغناطيسية بحتة بطبيعتها (مثل ضوء الشمس أو موجات الراديو أو الأشعة السينية) ؛ تم استخدامه لاكتشاف ظاهرة لم تكن طبيعتها معروفة بعد. وعلى الرغم من أنه سرعان ما أصبح واضحًا أن المكون الرئيسي للأشعة الكونية هو الجسيمات المشحونة المتسارعة ، أي البروتونات ، فقد نجا المصطلح. سرعان ما بدأت دراسة ظاهرة جديدة تؤتي ثمارها التي يشار إليها عادة باسم "طليعة العلم".

أثار اكتشاف الجسيمات الكونية ذات الطاقة العالية فورًا (قبل وقت طويل من إنشاء معجل البروتون) السؤال التالي: ما هي آلية تسريع الجسيمات المشحونة في الأجسام الفيزيائية الفلكية؟ نحن نعلم اليوم أن الإجابة تبين أنها غير تافهة: المسرع الطبيعي "الفضائي" يختلف اختلافًا جوهريًا عن المسرعات التي يصنعها الإنسان.

سرعان ما أصبح واضحًا أن البروتونات الكونية ، التي تطير عبر المادة ، تتفاعل مع نوى ذراتها ، مما يؤدي إلى ظهور جسيمات أولية غير مستقرة غير معروفة سابقًا (لوحظت بشكل أساسي في الغلاف الجوي للأرض). فتحت دراسة آلية ولادتهم طريقًا مثمرًا لبناء نظام منهجي للجسيمات الأولية. في المختبر ، تعلمت البروتونات والإلكترونات تسريع واستقبال تدفقاتها الضخمة ، وهي أكثر كثافة بما لا يقاس من الأشعة الكونية. في النهاية ، كانت التجارب على تفاعل الجسيمات هي التي استقبلت الطاقة في المسرعات التي أدت إلى إنشاء صورة حديثة للعالم الصغير.

في عام 1938 ، اكتشف الفيزيائي الفرنسي بيير أوجيه ظاهرة رائعة - زخات من الجسيمات الكونية الثانوية ، والتي تنشأ نتيجة تفاعل البروتونات الأولية والنوى عالية الطاقة للغاية مع نوى الذرات في الغلاف الجوي. اتضح أن طيف الأشعة الكونية يحتوي على جسيمات ذات طاقات بترتيب 1015-1018 إلكترون فولت - ملايين المرات أكثر من طاقة الجسيمات المتسارعة في المختبر. علق الأكاديمي ديمتري فلاديميروفيتش سكوبلتسين أهمية خاصة على دراسة هذه الجسيمات وبعد الحرب مباشرة ، في عام 1947 ، مع أقرب زملائه جي تي زاتسيبين ون. يمكن العثور على تاريخ الدراسات الأولى للأشعة الكونية في كتب N. Dobrotin و V. Rossi. بمرور الوقت ، نمت مدرسة D. V. Skobeltsyn لتصبح واحدة من أقوى المدارس في العالم ولسنوات عديدة حددت الاتجاهات الرئيسية في دراسة الأشعة الكونية ذات الطاقة فوق العالية. سمحت أساليبها بتوسيع نطاق الطاقات التي تم فحصها من 109-1013 فولت ، مسجلة على البالونات والأقمار الصناعية ، حتى 1013-1020 فولت. جانبان جعل هذه الدراسات جذابة بشكل خاص.

أولاً ، أصبح من الممكن استخدام البروتونات عالية الطاقة التي أنشأتها الطبيعة نفسها لدراسة تفاعلها مع نوى الذرات في الغلاف الجوي وفك تشفير أفضل بنية للجسيمات الأولية.

ثانيًا ، هناك إمكانية للعثور على أشياء في الفضاء يمكنها تسريع الجسيمات إلى طاقات عالية للغاية.

تبين أن الجانب الأول لم يكن مثمرًا كما هو مرغوب: تتطلب دراسة التركيب الدقيق للجسيمات الأولية بيانات أكثر بكثير عن تفاعل البروتونات مما يمكن الحصول عليه بواسطة الأشعة الكونية. في الوقت نفسه ، تم تقديم مساهمة مهمة في مفهوم العالم الصغير من خلال دراسة اعتماد أكثر الخصائص العامة لتفاعل البروتونات على طاقتها. خلال دراسة EAS ، تم العثور على ميزة في اعتماد عدد الجسيمات الثانوية وتوزيع طاقتها على طاقة الجسيم الأولي ، المرتبط ببنية الكوارك-غلوون للجسيمات الأولية. تم تأكيد هذه البيانات لاحقًا في تجارب المسرع.

اليوم ، تم بناء نماذج موثوقة لتفاعل الأشعة الكونية مع نوى ذرات الغلاف الجوي ، مما جعل من الممكن دراسة طيف الطاقة وتكوين جسيماتها الأولية ذات الطاقات الأعلى. أصبح من الواضح أن الأشعة الكونية تلعب دورًا لا يقل دورًا في ديناميكيات تطور المجرة عن دور حقولها وتدفق الغاز بين النجوم: الطاقة النوعية للأشعة الكونية والغاز والمجال المغناطيسي تساوي تقريبًا 1 فولت لكل سم 3. مع مثل هذا التوازن للطاقة في الوسط البينجمي ، من الطبيعي أن نفترض أن تسارع جسيمات الأشعة الكونية يحدث ، على الأرجح ، في نفس الأجسام المسؤولة عن تسخين الغاز وطرده ، على سبيل المثال ، في النجوم الجديدة والمستعرات الأعظمية عندما تنفجر.

أول آلية لتسريع الأشعة الكونية اقترحها إنريكو فيرمي للبروتونات التي تصطدم عشوائياً بالسحب الممغنطة للبلازما بين النجوم ، لكنها لم تستطع تفسير جميع البيانات التجريبية. في عام 1977 ، أوضح الأكاديمي Germogen Filippovich Krymsky أن هذه الآلية يجب أن تسرع الجسيمات بقوة أكبر في بقايا المستعرات الأعظمية في مقدمة موجات الصدمة ، والتي تكون سرعاتها أعلى من سرعات السحب. لقد ثبت اليوم بشكل موثوق أن آلية تسريع البروتونات والنوى الكونية بواسطة موجة الصدمة في مغلفات المستعر الأعظم هي الأكثر فاعلية. ولكن لن يكون من الممكن إعادة إنتاجه في ظروف معملية: يحدث التسارع ببطء نسبيًا ويتطلب نفقات ضخمة من الطاقة لعقد الجسيمات المتسارعة. في مغلفات المستعر الأعظم ، توجد هذه الظروف بسبب طبيعة الانفجار ذاتها. من اللافت للنظر أن تسارع الأشعة الكونية يحدث في جسم فيزيائي فلكي فريد ، وهو المسؤول عن تخليق نوى ثقيلة (أثقل من الهيليوم) ، والتي توجد بالفعل في الأشعة الكونية.

في مجرتنا ، هناك العديد من المستعرات الأعظمية المعروفة التي يقل عمرها عن ألف عام والتي تمت ملاحظتها بالعين المجردة. الأكثر شهرة هو سديم السرطان في كوكبة الثور ("السلطعون" هو بقايا انفجار سوبر نوفا في 1054 ، وقد لوحظ في السجلات الشرقية) ، كاسيوبيا A (لوحظ في 1572 من قبل عالم الفلك تايكو براهي) وكبلر سوبر نوفا في الكوكبة الحواء (1680). أقطار أصدافها اليوم هي 5-10 سنوات ضوئية (سنة ضوئية واحدة = 1016 م) ، أي أنها تتوسع بسرعة تصل إلى 0.01 من سرعة الضوء وعلى مسافة حوالي عشرة آلاف سنة ضوئية من الأرض. تمت ملاحظة مغلفات المستعرات الأعظمية ("السدم") في نطاقات البصريات والراديو والأشعة السينية وجاما بواسطة مراصد الفضاء شاندرا وهابل وسبيتزر. لقد أظهروا بشكل موثوق أن تسارع الإلكترونات والبروتونات ، مصحوبًا بإشعاع الأشعة السينية ، يحدث بالفعل في الأصداف.

ملء الفضاء بين النجمي بالأشعة الكونية بطاقة محددة مقاسة (~ 1 فولت لكل سم 3) يمكن أن تكون حوالي 60 بقايا مستعر أعظم أصغر من 2000 عام ، بينما أقل من عشرة منها معروفة. يفسر هذا النقص حقيقة أنه في مستوى المجرة ، حيث تتركز النجوم والمستعرات الأعظمية ، يوجد الكثير من الغبار ، مما لا يسمح للضوء بالمرور إلى مراقب على الأرض.جعلت الملاحظات في الأشعة السينية وأشعة جاما ، والتي تكون طبقة الغبار شفافة فيها ، من الممكن توسيع قائمة قذائف السوبرنوفا "الصغيرة" المرصودة. أحدث هذه الأصداف المكتشفة حديثًا هو Supernova G1.9 + 0.3 ، الذي لوحظ باستخدام تلسكوب Chandra X-ray منذ يناير 2008. تُظهر تقديرات حجم غلافه ومعدل تمدده أنه اندلع منذ حوالي 140 عامًا ، لكنه لم يكن مرئيًا في النطاق البصري بسبب الامتصاص الكامل لضوءه بواسطة طبقة المجرة المتربة.

بالإضافة إلى البيانات الخاصة بانفجار المستعرات الأعظمية في مجرتنا درب التبانة ، هناك إحصائيات أكثر ثراءً عن المستعرات الأعظمية في المجرات الأخرى. التأكيد المباشر لوجود البروتونات والنواة المتسارعة هو إشعاع غاما مع طاقة عالية من الفوتونات الناشئة عن تحلل البيونات المحايدة - نتاج تفاعل البروتونات (والنواة) مع المادة المصدر. تُلاحظ مثل هذه الفوتونات ذات أعلى طاقات مع التلسكوبات التي تسجل توهج فافيلوف - شيرينكوف المنبعث من الجسيمات الثانوية لـ EAS. إن الأداة الأكثر تطوراً من هذا النوع هي إعداد مكون من ستة تلسكوبات تم إنشاؤه بالتعاون مع HESS في ناميبيا. تم قياس أشعة جاما الخاصة بالسرطان أولاً ، وأصبحت شدتها مقياسًا لشدة المصادر الأخرى.

النتيجة التي تم الحصول عليها لا تؤكد فقط وجود آلية لتسريع البروتونات والنوى في المستعر الأعظم ، ولكنها تسمح أيضًا بتقدير طيف الجسيمات المتسارعة: أطياف كوانتا غاما "الثانوية" والبروتونات والنواة "الأولية" هي قريب جدا. يسمح المجال المغناطيسي في السلطعون وحجمه بتسريع البروتونات إلى طاقات تصل إلى 1015 فولت. تختلف أطياف جسيمات الأشعة الكونية في المصدر وفي الوسط البينجمي إلى حد ما ، لأن احتمال هروب الجسيمات من المصدر وعمر الجسيمات في المجرة يعتمدان على طاقة وشحنة الجسيم. إن مقارنة طيف الطاقة وتكوين الأشعة الكونية ، المقاسة بالقرب من الأرض ، مع الطيف والتكوين في المصدر ، جعلت من الممكن فهم المدة التي تنتقل فيها الجسيمات بين النجوم. تبين أن نوى الليثيوم والبريليوم والبورون في الأشعة الكونية بالقرب من الأرض أكبر بكثير مما كانت عليه في المصدر - تظهر الكمية الإضافية نتيجة تفاعل النوى الأثقل مع الغاز بين النجوم. بعد قياس هذا الاختلاف ، قمنا بحساب الكمية X من المادة التي مرت من خلالها الأشعة الكونية ، وتجول في الوسط بين النجوم. في الفيزياء النووية ، تُقاس كمية المادة التي يلتقي بها الجسيم في طريقه بوحدة جرام / سم 2. هذا يرجع إلى حقيقة أنه من أجل حساب الانخفاض في تدفق الجسيمات في الاصطدامات مع نوى المادة ، من الضروري معرفة عدد تصادمات الجسيم مع النوى التي لها منطقة مختلفة (مقطع عرضي) مستعرض للاتجاه من الجسيم. للتعبير عن مقدار المادة في هذه الوحدات ، يتم الحصول على مقياس قياس واحد لجميع النوى.

تتيح القيمة التي تم العثور عليها تجريبياً لـ X ~ 5-10 جم / سم 2 تقدير عمر الأشعة الكونية في الوسط بين النجوم: t X / ρc ، حيث c هي سرعة الجسيم التي تساوي تقريبًا سرعة الضوء ، ρ ~ 10-24 جم / سم 3 هو متوسط كثافة يوم الأربعاء بين النجوم. وبالتالي ، يبلغ عمر الأشعة الكونية حوالي 108 سنوات. هذا الوقت أطول بكثير من وقت طيران جسيم يتحرك بسرعة ج في خط مستقيم من المصدر إلى الأرض (3 × 104 سنوات لأبعد المصادر على الجانب الآخر من المجرة). هذا يعني أن الجسيمات لا تتحرك في خط مستقيم ، ولكنها تتعرض للتشتت. المجالات المغناطيسية الفوضوية للمجرات ذات الاستقراء B ~ 10-6 جاوس (10-10 تسلا) تحركها في دائرة نصف قطرها (جيروراديوس) R = E / 3 x 104B ، حيث R في m ، E هي طاقة الجسيمات في eV ، B هي مجالات الحث المغناطيسي في جاوس. في الطاقات المعتدلة للجسيمات E <1017 eV ، التي تم الحصول عليها في مسرعات المستعر الأعظم ، تبين أن حجم الجيروراديوس أقل بكثير من حجم المجرة (3 × 1020 م).

فقط الجسيمات ذات الطاقات E> 1019 eV ستأتي تقريبًا في خط مستقيم من المصدر. لذلك ، لا يشير اتجاه جسيمات EAS ذات الطاقات الأقل من 1019 فولت إلى مصدرها.في نطاق الطاقة هذا ، يبقى فقط مراقبة الإشعاع الثانوي المتولد في المصادر نفسها بواسطة البروتونات ونوى الأشعة الكونية. في نطاق الطاقة المرصود لإشعاع غاما (E <1013 eV) ، تُظهر البيانات الخاصة باتجاه وصول الكميات الخاصة به بشكل مقنع أن الأشعة الكونية تنبعث من الأجسام المركزة في مستوى مجرتنا. تتركز المادة بين النجوم هناك أيضًا ، والتي تتفاعل معها جزيئات الأشعة الكونية ، مما ينتج عنه إشعاع غاما ثانوي.

تبين أن مفهوم الأشعة الكونية كظاهرة مجرية "محلية" صحيح فقط بالنسبة للجسيمات ذات الطاقات المتوسطة E <1017 eV. لقد تم إثبات القدرات المحدودة للمجرة على حد سواء لتسريع واحتواء الجسيمات ذات الطاقات العالية بشكل مقنع في تجارب قياس طيف الطاقة للأشعة الكونية.

في عام 1958 ، اكتشف جورجي بوريسوفيتش كريستيانسن والألماني فيكتوروفيتش كوليكوف تغيرًا حادًا في شكل طيف طاقة الأشعة الكونية بطاقة 3 × 1015 فولت. عند طاقات أقل من هذه القيمة ، عادةً ما يتم تقديم البيانات التجريبية على طيف الجسيمات في شكل "قانون الطاقة" بحيث يتم اعتبار عدد الجسيمات N مع طاقة معينة E متناسبًا عكسياً مع طاقة الجسيم إلى القوة γ: N (E) = a / Eγ (هو الأس الطيف التفاضلي). حتى طاقة 3 · 1015 eV ، الأس = 2 ، 7 ، ولكن عند الانتقال إلى الطاقات العالية ، يتعرض طيف الطاقة "للكسر": للطاقات E> 3 · 1015 eV يصبح 3 ، 15. إنه هو من الطبيعي ربط هذا التغيير في الطيف مع تقريب طاقة الجسيمات المتسارعة إلى أقصى قيمة ممكنة محسوبة لآلية التسارع في المستعرات الأعظمية. التركيب النووي للجسيمات الأولية في نطاق الطاقة من 1015-1017 eV يتحدث أيضًا لصالح مثل هذا التفسير لكسر في الطيف. يتم توفير المعلومات الأكثر موثوقية حول هذا الموضوع من خلال تركيبات EAS المعقدة - "MGU" ، "Tunka" ، "Tibet" ، "Cascade". بمساعدتهم ، لا يتم الحصول على معلومات حول طاقة النوى الأولية فحسب ، بل يتم أيضًا الحصول على المعلمات التي تعتمد على أرقامها الذرية - "عرض" الدش ، والنسبة بين عدد الإلكترونات والميونات ، وبين عدد أكثرها نشاطًا. الإلكترونات وعددها الإجمالي. تشير كل هذه البيانات إلى أنه مع زيادة طاقة الجسيمات الأولية من الحافة اليسرى للطيف قبل كسرها للطاقة بعد الانقطاع ، يزداد متوسط كتلتها. يتوافق مثل هذا التغيير في تكوين الجسيمات بالكتلة مع نموذج تسارع الجسيمات في المستعرات الأعظمية - فهو مقيد بأقصى طاقة اعتمادًا على شحنة الجسيم. بالنسبة للبروتونات ، تبلغ هذه الطاقة القصوى 3 × 1015 فولتًا وتزداد بما يتناسب مع شحنة الجسيم المتسارع (النواة) ، بحيث يتم تسريع نوى الحديد بشكل فعال حتى 1017 فولت تقريبًا. شدة تدفق الجسيمات مع طاقات تتجاوز الحد الأقصى تتناقص بسرعة.

لكن تسجيل الجسيمات ذات الطاقات الأعلى (~ 3 · 1018 إلكترون فولت) أظهر أن طيف الأشعة الكونية لا ينفصل فحسب ، بل يعود إلى الشكل الذي لوحظ قبل الكسر!

تعتبر قياسات طيف الطاقة في منطقة الطاقة "فائقة الارتفاع" (E> 1018 eV) صعبة للغاية بسبب قلة عدد هذه الجسيمات. لمراقبة هذه الأحداث النادرة ، من الضروري إنشاء شبكة من أجهزة كشف تدفق الجسيمات EAS وإشعاع فافيلوف-شيرينكوف المتولد عنهما في الغلاف الجوي وإشعاع التأين (التأين الجوي) على مساحة مئات بل وآلاف الكيلومترات المربعة. لمثل هذه التركيبات الكبيرة والمعقدة ، يختارون أماكن ذات نشاط اقتصادي محدود ، ولكن مع القدرة على ضمان التشغيل الموثوق به لعدد كبير من أجهزة الكشف. تم بناء هذه التركيبات في البداية على مناطق تبلغ مساحتها عشرات الكيلومترات المربعة (ياكوتسك ، هافيرا بارك ، أكينو) ، ثم بالمئات (AGASA ، Fly's Eyе ، HiRes) ، وأخيراً ، يتم الآن إنشاء منشآت في آلاف الكيلومترات المربعة (Pierre Auger مرصد الأرجنتين ، تركيب تلسكوبي في يوتا ، الولايات المتحدة الأمريكية).

ستكون الخطوة التالية في دراسة الأشعة الكونية ذات الطاقة فوق العالية هي تطوير طريقة لتسجيل EAS من خلال مراقبة تألق الغلاف الجوي من الفضاء. بالتعاون مع العديد من البلدان ، يتم إنشاء أول كاشف فضائي EAS ، مشروع TUS ، في روسيا. من المفترض أن يتم تثبيت كاشف آخر على محطة الفضاء الدولية ISS (مشروع JEM-EUSO و KLPVE).

ماذا نعرف اليوم عن الأشعة الكونية فائقة الطاقة؟ يوضح الشكل السفلي طيف الطاقة للأشعة الكونية ذات الطاقات التي تزيد عن 1018 فولت ، والتي تم الحصول عليها في أحدث جيل من الأجهزة (HiRes ، مرصد بيير أوجيه) ، جنبًا إلى جنب مع بيانات الأشعة الكونية ذات الطاقات المنخفضة ، والتي ، كما هو موضح أعلاه ، تنتمي لمجرة درب التبانة. يمكن ملاحظة أنه عند طاقات 3 · 1018-3 · 1019 eV ، انخفض مؤشر طيف الطاقة التفاضلية إلى قيمة 2 ، 7-2 ، 8 ، وهو نفس الشيء الذي لوحظ تمامًا للأشعة الكونية المجرية ، عندما طاقات الجسيمات أقل بكثير من الحد الأقصى الممكن للمسرعات المجرية. ألا يعتبر هذا مؤشرا على أنه في الطاقات الفائقة ، يتم إنشاء التيار الرئيسي للجسيمات بواسطة مسرعات من أصل خارج المجرة ذات طاقات قصوى أعلى بكثير من تلك المجرية؟ يظهر التواء في طيف الأشعة الكونية المجرية أن مساهمة الأشعة الكونية خارج المجرة تتغير بشكل حاد عند الانتقال من منطقة الطاقات المعتدلة 1014-1016 فولت ، حيث تقل بحوالي 30 مرة عن مساهمة الأشعة الكونية (الطيف المشار إليه بواسطة الخط المنقط في الشكل) ، إلى منطقة الطاقات العالية للغاية ، حيث يصبح هو المسيطر.

في العقود الأخيرة ، تراكمت العديد من البيانات الفلكية على أجسام خارج المجرة قادرة على تسريع الجسيمات المشحونة إلى طاقات أعلى بكثير من 1019 فولت. علامة واضحة على أن جسمًا بحجم D يمكنه تسريع الجسيمات إلى طاقة E هو وجود مجال مغناطيسي B في جميع أنحاء هذا الجسم بحيث يكون الجيروراديوس للجسيم أقل من D. تتضمن هذه المصادر المرشحة مجرات راديوية (تنبعث منها انبعاثات راديوية قوية) ؛ نوى المجرات النشطة التي تحتوي على ثقوب سوداء ؛ تصادم المجرات. تحتوي جميعها على نفاثات غاز (بلازما) تتحرك بسرعات هائلة تقترب من سرعة الضوء. تلعب هذه النفاثات دور موجات الصدمة اللازمة لتشغيل المسرع. لتقدير مساهمتها في الكثافة المرصودة للأشعة الكونية ، من الضروري مراعاة توزيع المصادر على مسافات من الأرض وفقدان الطاقة من الجسيمات في الفضاء بين المجرات. قبل اكتشاف الانبعاث الراديوي الكوني في الخلفية ، بدا الفضاء بين المجرات "فارغًا" وشفافًا ليس فقط للإشعاع الكهرومغناطيسي ، ولكن أيضًا للجسيمات عالية الطاقة. كثافة الغاز في الفضاء بين المجرات ، وفقًا للبيانات الفلكية ، صغيرة جدًا (10-29 جم / سم 3) بحيث لا تلتقي الجسيمات بنواة ذرات الغاز حتى على مسافات هائلة تصل إلى مئات المليارات من السنين الضوئية (1024 م). ومع ذلك ، عندما اتضح أن الكون مليء بفوتونات منخفضة الطاقة (حوالي 500 فوتون / سم 3 مع طاقة من Ef ~ 10–3 eV) متبقية بعد الانفجار العظيم ، أصبح من الواضح أن البروتونات والنواة تتمتع بطاقة أكبر من E ~ 5 · 1019 eV ، الحد الأقصى لـ Greisen - Zatsepin - Kuzmin (GZK) ، يجب أن يتفاعل مع الفوتونات ويفقد معظم طاقته في الطريق على مدى عشرات الملايين من السنين الضوئية. وهكذا ، فإن الجزء الساحق من الكون ، الواقع على مسافات تزيد عن 107 سنة ضوئية منا ، تبين أنه يتعذر الوصول إليه للمراقبة في الأشعة التي تزيد طاقتها عن 51019 فولت. تؤكد البيانات التجريبية الحديثة حول طيف الأشعة الكونية ذات الطاقة العالية (منشأة HiRes ، مرصد Pierre Auger) وجود حد الطاقة هذا للجسيمات التي يتم ملاحظتها من الأرض.

كما يمكن أن نرى ، من الصعب للغاية دراسة أصل الأشعة الكونية فائقة الطاقة: الجزء الرئيسي من المصادر المحتملة للأشعة الكونية ذات الطاقات الأعلى (فوق حد GZK) بعيد جدًا لدرجة أن الجسيمات في طريقها إلى تفقد الأرض الطاقة المكتسبة في المصدر. وعند طاقات أقل من حد GZK ، لا يزال انحراف الجسيمات بواسطة المجال المغناطيسي للمجرة كبيرًا ، ومن غير المرجح أن يكون اتجاه وصول الجسيمات قادرًا على الإشارة إلى موضع المصدر على الكرة السماوية.

في البحث عن مصادر الأشعة الكونية ذات الطاقة الفائقة ، يتم استخدام تحليل الارتباط بين الاتجاه المقاس تجريبيًا لوصول الجسيمات ذات الطاقات العالية بدرجة كافية ، بحيث تنحرف حقول المجرة قليلاً عن الجسيمات من الاتجاه إلى المصدر. لم تقدم منشآت الجيل السابق حتى الآن بيانات مقنعة حول ارتباط اتجاه وصول الجسيمات بإحداثيات أي فئة مختارة خصيصًا من الأجسام الفيزيائية الفلكية. يمكن اعتبار أحدث البيانات من مرصد بيير أوجيه بمثابة أمل للحصول على بيانات في السنوات القادمة حول دور المصادر من نوع نواة مجرية نشطة في إنشاء تدفقات مكثفة للجسيمات ذات طاقات تصل إلى حد GZK.

من المثير للاهتمام أن منشأة AGASA قدمت مؤشرات على وجود اتجاهات "فارغة" (تلك التي لا توجد بها مصادر معروفة) والتي يصل خلالها اثنان أو حتى ثلاثة جسيمات خلال فترة المراقبة. أثار هذا اهتمامًا كبيرًا بين الفيزيائيين المشاركين في علم الكونيات - علم أصل الكون وتطوره ، المرتبط ارتباطًا وثيقًا بفيزياء الجسيمات الأولية. اتضح أنه في بعض نماذج بنية العالم المجهري وتطور الكون (نظرية الانفجار العظيم) ، يُتوقع الحفاظ في الكون الحديث على جسيمات أولية فائقة الكتلة بكتلة 1023-1024 إلكترون فولت ، التي يجب أن تتكون منها المادة في أقرب مرحلة من الانفجار العظيم. توزيعها في الكون ليس واضحًا تمامًا: يمكن إما أن يتم توزيعها بالتساوي في الفضاء ، أو "تنجذب" إلى مناطق ضخمة من الكون. ميزتها الرئيسية هي أن هذه الجسيمات غير مستقرة ويمكن أن تتحلل إلى جسيمات أخف ، بما في ذلك البروتونات المستقرة والفوتونات والنيوترينوات ، التي تكتسب طاقات حركية ضخمة - أكثر من 1020 فولت. الأماكن التي نجت فيها هذه الجسيمات (عيوب الكون الطوبولوجية) قد تتحول إلى مصادر لبروتونات أو فوتونات أو نيوترينوات ذات طاقة عالية جدًا.

كما في حالة المصادر المجرية ، يتم تأكيد وجود مسرعات الأشعة الكونية ذات الطاقة فوق العالية خارج المجرة من خلال البيانات الواردة من كاشفات أشعة غاما ، على سبيل المثال ، تلسكوبات منشأة HESS ، التي تستهدف الأجسام خارج المجرة المذكورة أعلاه - المرشحين لمصادر الأشعة الكونية.

من بينها ، نوى المجرات النشطة (AGN) ذات النفاثات الغازية الواعدة. تعتبر مجرة M87 في كوكبة العذراء ، على مسافة 50 مليون سنة ضوئية من مجرتنا ، من أكثر الأشياء التي تمت دراستها جيدًا في منشأة HESS. يوجد في وسطها ثقب أسود يوفر الطاقة للعمليات القريبة منه ، وعلى وجه الخصوص ، نفاثة عملاقة من البلازما تنتمي إلى هذه المجرة. يتم تأكيد تسارع الأشعة الكونية في M87 بشكل مباشر من خلال ملاحظات إشعاع غاما ، طيف طاقة الفوتونات الذي تبلغ طاقته 1-10 تيرا إلكترون فولت (1012-1013 إلكترون فولت) ، لوحظ في منشأة HESS. تبلغ كثافة إشعاع غاما المرصودة من M87 حوالي 3٪ من كثافة سرطان البحر. مع الأخذ في الاعتبار الاختلاف في المسافة إلى هذه الكائنات (5000 مرة) ، فهذا يعني أن لمعان M87 يتجاوز لمعان Crab بمقدار 25 مليون مرة!

تُظهر نماذج تسريع الجسيمات التي تم إنشاؤها لهذا الكائن أن شدة الجسيمات المتسارعة في M87 يمكن أن تكون كبيرة جدًا لدرجة أنه حتى على مسافة 50 مليون سنة ضوئية ، يمكن أن توفر مساهمة هذا المصدر الكثافة المرصودة للأشعة الكونية مع طاقات أعلى من 1019 فولت.

ولكن هناك لغز: في البيانات الحديثة حول EASs تجاه هذا المصدر ، لا يوجد فائض من الجسيمات ذات طاقات بترتيب 1019 eV. ألن يظهر هذا المصدر في نتائج تجارب الفضاء المستقبلية ، في مثل هذه الطاقات ، عندما لا تعود المصادر البعيدة تساهم في الأحداث المرصودة؟ يمكن تكرار حالة انقطاع طيف الطاقة مرة أخرى ، على سبيل المثال ، بطاقة 2 · 1020. ولكن هذه المرة يجب أن يكون المصدر مرئيًا في قياسات اتجاه مسار الجسيم الأساسي ، نظرًا لأن الطاقات> 2 · 1020 فولت كبيرة جدًا بحيث لا ينبغي أن تنحرف الجسيمات في المجالات المغناطيسية للمجرة.

كما ترون ، بعد مائة عام من تاريخ دراسة الأشعة الكونية ، فإننا ننتظر مرة أخرى اكتشافات جديدة ، هذه المرة للإشعاع الكوني عالي الطاقة ، الذي لا تزال طبيعته غير معروفة ، ولكن يمكن أن يلعب دورًا مهمًا في هيكل الكون.