Космические лучи имеют громадный диапазон энергий: от ~10⁶ до, по крайней мере, ~10²¹ эВ.

Для того, чтобы представить масштаб величин энергий космических лучей, достаточно взглянуть на таблицу 1.

Из таблицы 1 видно, что максимальная измеренная энергия космических лучей превышает доступную в наземных экспериментах на 9 порядков. Наиболее мощный ускоритель частиц, расположенный в лаборатории имени Ферми (“Фермилаб”) в Чикаго, США, может разгонять частицы до энергий только 1.8 ТэВ. Даже строящийся в настоящее время гигантский ускоритель в Женеве, в Европейском центре ядерных исследований – СERN – LHC (Большой адронный коллайдер), не сможет приблизиться к энергиям космических лучей, достижимых в природе, - он будет ускорять частицы до 14 ТэВ.

Важнейшей характеристикой космических лучей является энергетический спектр - зависимость между потоком частиц (F) и их кинетической энергией (Е). Направленный дифференциальный поток определяется количеством частиц N с энергией в диапазоне от Е до Е + ΔЕ, падающих на единицу площади в единицу времени t и в единице телесного угла Ω:

где dS, dΩ, dt и dE – элементы площади телесного угла, времени и энергии. В данном случае F(E) – дифференциальный энергетический спектр, в отличие от интегрального

Поток частиц, проинтегрированный по телесному углу, носит название всенаправленного.

Ввиду большого диапазона изменения потоков и энергий космических лучей энергетические спектры частиц принято изображать в двойном логарифмическом масштабе, т.е. lg F(E) = f(lgE). Наиболее часто для аппроксимаций используется степенная функция, т.е. lg F(E) ~ lgE^-γ , где γ - показатель спектра. В двойном логарифмическом масштабе степенная функция имеет вид прямой линии с наклоном γ.

Рассмотрим некоторые обобщающие сведения об энергетических спектрах космических лучей. Если просуммировать дифференциальные потоки F всех частиц космических лучей(без разделения по Z), измеренных в различных экспериментах (рис.1), то мы получим в двойном логарифмическом масштабе практически прямую линию для наклона спектра в виде

,

т.е. показатель γ практически постоянен в широком (10 порядков величины!) диапазоне энергий. На самом деле это не так.

Интересно отметить, каковы потоки частиц при различных энергиях. Так, при энергии ~10 ГэВ их поток составляет 1 частицу на 1 м² в 1 сек, в ПэВ-ной области – 1 частица на 1 м² в 1 год, а при близких к максимальным энергиям, при нескольких ЕэВ, – 1 частица на 1 км² в 1 год.

Из экспериментальной физики известно, что для получения достоверного результата необходимо набрать достаточную статистику событий, т.е. зарегистрировать события с ошибкой, значительно меньшей по сравнению с измеряемой величины. Известно, что ошибка Δn измерений числа n событий может быть выражена формулойΔn = n^1/2. Например, при 100 измерениях одной и той же физической величины ошибка составит 10%. Можно себе представить, какого размера должна быть установка и сколько времени должен продолжаться эксперимент, если на верхней границе спектра потоки частиц космических лучей столь малы! Очевидно, что это должны быть установки с эффективной площадью регистрации частиц в тысячи квадратных километров. И даже при таких масштабах физикам придётся ждать многие месяцы и, возможно, годы регистрации одной частицы в ЗэВ-ной области энергии.

Выше мы рассмотрели спектр “всех частиц” космических лучей, без его дифференциации на различные компоненты.

В области энергий более ~ 1 ПэВ метод наземных измерений ШАЛ – наиболее эффективный для изучения космических лучей. В области меньших энергий “работают” уже прямые методы. Взгляните на рис.1: квадраты слева от “колена” - космические экспериментальные данные советских “Протонов”, перекрывшие большой диапазон энергий вплоть до “колена”. Однако из тех же оценок величин потоков космических лучей, приведённых на рис.1, можно видеть, что на “краю” спектра, в районе “ступни”, поток космических лучей становится настолько мал (1 частица/км²стер.год), что для их надёжной регистрации необходимы не просто детекторы большой площади, а детекторы гигантских размеров. Наземные измерения позволяют это сделать: на поверхности Земли достаточно много места, чтобы разместить детекторы. И такие детекторы – гигантские установки – создаются. Если для регистрации частиц в районе “колена” размер колеблется наземных установок от сотен квадратных метров до нескольких квадратных километров, то для того, чтобы “поймать” частицы в районе “лодыжки” создаются наземные остановки в тысячи квадратных километров. Наиболее крупная наземная установка, создаваемая сегодня для изучения космических лучей на “краю” спектра – это международный проект “Pierre Auger” в Аргентине. Она будет размером около 3000 км². По-видимому, размер установки “Pierre Auger” близок к естественному ограничению максимальных площадей наземных детекторов космических лучей (здесь и проблемы выбора площадок с плоским рельефом, и климатические ограничения, и проблемы коммуникаций и др.). Для регистрации частиц в районе ЗэВ-ных энергий (область энергий принято называть ультравысокими энергиями или предельно высокими энергиями) нужны детекторы с эффективными площадями, превышающими установку “Pierre Auger”. Оказывается, есть метод, позволяющий создать детектор для измерения космических лучей с площадью, сопоставимой с размерами нашей планеты. Но об этом далее.