1.2. ОСНОВНЫЕ ПОНЯТИЯ

Космические лучи — это частицы высоких энергий внеземного происхождения. Задача физика, изучающего космические лучи, состоит в том, чтобы непосредственно зарегистрировать эти частицы, а не в поиске свидетельств их существования исходя из неких косвенных астрофизических соображений. Я буду придерживаться общепринятой точки зрения. Итак, космические лучи — это поток протонов, ядер, электронов и их античастиц, т.е. стабильных первичных частиц. Кроме того, на поверхности Земли наблюдаются вторичные частицы: -мезоны и -мезоны с энергиями, характерными для космических лучей. Эти частицы рождаются при взаимодействии первичных космических лучей с атомными ядрами атмосферы Земли, их времена жизни очень малы.

Мы будем рассматривать полную энергию, кинетическую энергию и импульс этих частиц. Если масса покоя частицы, ее скорость, а с — скорость света, то

где

есть фактор Лоренца.

Кинетическая энергия Полная энергия — Энергия покоя

Релятивистский

Очень часто мы будем иметь дело с ультрарелятивистскими частицами, для которых Тогда можно использовать приближения:

Кинетическая энергия

Релятивистский импульс

В качестве единицы измерения энергии будет, как правило, приниматься электронвольт и его производные: и т.п. Очень полезны следующие коэффициенты перехода от одних единиц к другим:

(Масса покоя протона)

(Масса покоя электрона)

Весь электромагнитный спектр теперь доступен астрономическим наблюдениям с поверхности Земли, высокогорных обсерваторий, с высотных

самолетов, баллонов и спутников. Прозрачность атмосферы для фотонов различных энергий показана на рис. 1.1.

Классический диапазон радиоастрономии приходится на длины волн от до 1 см. Для более длинных волн ионосфера непрозрачна. Кроме того в пределах этого радиодиапазона радиоастрономии отведены лишь несколько узких полос, остальная часть используется для наземной радиосвязи.

Миллиметровый диапазон доступен для радиоастрономических наблюдений с земли, однако здесь значительные помехи создаются сильными атмосферными молекулярными полосами поглощения. Наблюдения желательно проводить в сухом месте, находящемся как можно выше уровня атмосферных водяных паров.

Диапазон от до подразделяется на субмиллиметровый диапазон и далекую инфракрасную область Наблюдения возможны в нескольких атмосферных окнах прозрачности, однако наиболее высококачественные наблюдения были выполнены с высотных аэростатов и самолетов. Ближняя инфракрасная область имеет многочисленные окна прозрачности, в которых постоянно и с большим успехом работают астрономы.

Область длин волн (или 10 000—3000 А, или это классический оптический диапазон, в котором до 1945 г. велись практически все астрономические наблюдения. При атмосферное поглощение снова становится значительным, на этот раз из-за кислорода, азота и озона. На существенно более коротких длинах волн астрономические наблюдения могут вестись только с ракет или спутников. Ближняя ультрафиолетовая область успешно исследовалась на спутниках «Коперник» и IUE (International Ultraviolet Explorer). На волнах короче трудно наблюдать объекты, находящиеся далекоза пределами Солнечной системы, из-за межзвездного поглощения водородом и гелием, связанного с их фотоионизацией.

Поглощение в межзвездном газе уменьшается по закону и на длинах волн, соответствующих мягким рентгеновским лучам 100—10 А (10-1 нм), Галактика становится достаточно прозрачной для наблюдений объектов, находящихся за ее пределами. Классический рентгеновский диапазон энергий как оказалось, чрезвычайно интересен для астрономии и сейчас он очень интенсивно исследуется при помощи орбитальных рентгеновских обсерваторий.

Наконец, наблюдения в жестком рентгеновском (10-1000 кэВ), мягком и жестком гамма-диапазонах проводятся с баллонов и со спутников.

Все эти диапазоны длин волн дают информацию первостепенной важности для астрофизики высоких энергий. Приведем еще несколько полезных коэффициентов перехода от одних единиц к другим:

Длина волны, равная соответствует энергии

Тема, которая постоянно досаждает студентам, — это системы единиц. Сейчас общепринята система СИ, но, к сожалению, специалисты по

космическим лучам, астрономы и их коллеги консервативны. Единицы систем СГС, МКС, электростатические, электромагнитные единицы и т.п. все еще широко используются по сей день. К тому же астрономы используют звездные величины вместо интенсивностей, так что придется с этим смириться. В этой книге все уравнения будут записаны в стандартных единицах системы СИ, однако при подстановке численных значений величин в уравнения результат будет представлен в наиболее употребительных единицах. Например, напряженность магнитного поля почти всегда измеряется в гауссах поток рентгеновских лучей в и т.д.

Мы завершим эту вводную главу кратким историческим обзором важнейших событий, которые имели место в ходе развития данного предмета за последние 80 лет.