2 Возможности изучения фундаментальных взаимодействий на ускорителях и в космических лучах

2.1 Экспериментальная техника − ускорительные комплексы

    Главный инструмент, позволяющий исследовать структуру вещества − ускоритель, создающий частицы столь высокой энергии, что они способны проникнуть в глубинные области изучаемого микрообъекта.
    Ускоритель частиц можно сравнить с микроскопом. Из классической оптики известно, что для изучения структуры объекта, имеющего размер d, его надо облучить светом, длина волны которого λ существенно меньше этого размера, т.е. λ << d. В основе квантовой (волновой) физики, оперирующей с представлением о частице как о волновом пакете, лежит полученное Де Бройлем соотношение между длиной волны λ и импульсом р, который имеет частица: λ = ћ/p, где ћ = h/2π, ћ − постоянная Планка, h = 6.6·10^-27 эрг·с. Отсюда следует, что частица имеет тем меньшую длину волны, чем больше ее импульс. Понятно поэтому стремление экспериментаторов построить ускорители, способные ускорять частицы до все более высоких энергий.
    В 1959 году были построены первые адронные ускорители: У-10 в ОИЯИ (Дубна), PS в ЦЕРН, AGS в Брукхейвенской национальной лаборатории США и У-70 в ИФВЭ (Протвино). Все эти ускорители работают до сих пор.
    Ускоритель PS долгое время направлял ускоренные протоны в пересекающиеся накопительные кольца (ISR), в которых реализовывался коллайдерный режим. В настоящее время накопительные кольца демонтированы и создан действующий каскад ускорителей: PS, SpS, LHC.
    Ускоритель AGS служит инжектором для коллайдера RHIC, в котором сталкиваются атомные ядра.
    Ускоритель У-10 помимо протонов ускоряет атомные ядра и работает в режиме выведенных пучков. Ускоритель У-70, построенный в Протвино вблизи Серпухова, долгое время ускорял протоны до наиболее высоких энергий (70 ГэВ) и продолжает работать в первоначальном режиме выведенных пучков.
    Сейчас в мире помимо адронных работают электронные ускорители. Многие действующие ускорители работают как в режиме выведенных пучков (когда ускоренные частицы направляются на неподвижную мишень), так и в режиме коллайдеров (когда две частицы, ускоренные до высоких энергий, сталкиваются одна с другой).
    Энергетически более выгодным оказывается режим коллайдера, когда сталкиваются два протона, ускоренные до энергии E_l* и E₂*. В этом случае суммарная энергия столкновения в системе центра масс E_l* + E₂* связана с энергией Е одного из протонов, когда другой неподвижен (т.е. в лабораторной системе), соотношением: Е = (E_l* + E₂*)²/2m_р, где m_р ≈ 1 ГэВ/с² − масса протона
(1 ГэВ = 10⁹ эВ; 1 эВ = 1.6·10^-19 Дж). Энергия каждого из соударяющихся протонов
(900 ГэВ + 900 ГэВ), достигнутая на ускорителе в лаборатории им. Э.Ферми (США), является до 2008 года максимальной и соответствует энергии Е = 1.62·10⁶ ГэВ в лабораторной системе координат.
    Впервые коллайдер, в котором сталкивались электроны и позитроны, был построен в Новосибирске в начале 60-х годов XX века. Энергия каждого из пучков была 0.7 ГэВ. С 1994 года энергия электронов и позитронов в Новосибирском коллайдере ВЭП-2М равна 6 ГэВ.
    В Европейском центре ядерных исследований (ЦЕРН, Швейцария) работает комплекс ускорителей. Сначала был построен протонный синхротрон PS (1959-), ускоряющий протоны до энергии ~ 30 ГэВ. Затем ускоритель PS стал использоваться как инжектор для ускорителя SpS. Этот ускоритель некоторое время работал в коллайдерном режиме. Тогда он назывался SpS-коллайдер
(1976-(SppS: 1981-1990)). Энергия каждого из соударяющихся нуклонов (протона р и антипротона ) на этом ускорителе была равна 315 ГэВ. Далее SpS ускоритель стал ускорять электроны и позитроны и использоваться как инжектор для ускорителя LEP − большого электрон-позитронного коллайдера. В каскаде ускорителей (PS, SpS, LEP) ускорялись электроны и позитроны до энергии 100 ГэВ.

Рис. 2: Изображение ускорительного комплекса ЦЕРН на фоне аэрофотосъемки.

    В 2001 году приостановлены эксперименты на ускорителе LEP (1989-2000) и начат монтаж аппаратуры для нового ускорителя − Большого адронного коллайдера (LHC), ускоряющие элементы которого располагаются в  кольце, освободившемся после демонтажа ускорителя LEP. На рис. 2 изображен ускорительный комплекс ЦЕРН. На рис. 3 представлено схематическое изображение комплекса ускорителей в ЦЕРН, на котором показаны его элементы, существующие в настоящее время.

Рис. З: Схематическое изображение комплекса ускорителей в ЦЕРН.

    Далее представлены параметры Большого адронного коллайдера и на рис. 4 схематически показана структура сгустка соударяющихся протонов.

Параметры Большого адронного коллайдера (LHC)

Рис. 4: Сгусток ускоренных протонов на ускорителе LHC длиной 7.5 см и радиусом 16 мкм. Время между соударениями сгустков 25 не.

    На Большом адронном коллайдере осуществляются четыре эксперимента: ATLAS, ALICE, LHC-B и CMS. Cxeматическое размещение этих экспериментов в точках пересечения пучков показано на рис. 3.

    На линейном ускорителе в Стэнфордской национальной лаборатории (США), протяженность ускоряющего элемента которого составляла 3 км, были выполнены первые эксперименты по изучению структуры атомных ядер в опытах по рассеянию электронов на ядрах и протонах.
    Очевидно, что для изучения структуры микрообъектов помимо высоких энергий облучающих частиц желательно, чтобы эти частицы-снаряды были как можно более простыми − бесструктурными образованиями. На современном уровне наших знаний такими частицами считаются лептоны: электрон, мюон, τ-лептон и соответствующие им нейтрино. Среди лептонов наиболее доступен для экспериментов электрон. По всем современным экспериментальным данным он не имеет структуры, по крайней мере до расстояний ~ 10^-16 см.
    Опыт по изучению структуры микрообъектов выглядит очень просто. Пробная частица-снаряд (например, электрон) налетает на частицу-мишень (например, атомное ядро) и после взаимодействия с частицей-мишенью регистрируются ее кинематические параметры: энергия, импульс, угол вылета, а также вероятность вылета электрона в элемент телесного угла dΩ = 2π sin θ dθ. Эта вероятность dσ/dΩ называется дифференциальным эффективным сечением процесса. По этим экспериментально измеряемым величинам можно определить, какой импульс q был передан при взаимодействии частицей-снарядом частице-мишени. При упругом рассеянии эту величину легко определить по углу рассеяния θ* в системе центра масс столкновения q = 2р·sin θ*/2, где р − импульс частицы-снаряда.
    Серия экспериментов по изучению рассеяния электронов на ядрах под руководством П. Хофштадтера закончилась в 50-х годах. Затем в 60-х годах были проведены под руководством В.К. Панофски первые измерения структуры протона в экспериментах при рассеянии электронов с энергией ~ 20 ГэВ на неподвижной мишени, состоящей из протонов. В этих опытах было обнаружено, что внутри протона содержится много точечных образований - партонов.
    В дальнейшем этот ускоритель был преобразован в SLC-коллайдер, состоящий из двух линейных элементов, в одном из которых ускорялись электроны, а в другом − позитроны, что позволило реализовать коллайдерный режим и столкнуть электроны и позитроны с энергией до 50 ГэВ каждый.
    В Германии в крупной лаборатории вблизи Гамбурга сооружен комплекс электронных ускорителей, которые могут работать как в режиме выведенных пучков, так и в коллайдерном режиме. С 1991 года в этой лаборатории начал работать первый в мире электрон-протонный коллайдер: Hadron Electron Ring Accelerator − HERA. На этом ускорителе создана уникальная возможность изучать рассеяние электронов с энергией 30 ГэВ на протонах с энергией 820 ГэВ. В ближайшее десятилетие на этом ускорителе можно будет получать наиболее интересные данные как о структуре микрочастиц, так и о других особенностях процессов взаимодействия. (HERA закрыта в июне 2007 г.
    В табл. 4 показаны параметры коллайдеров.

Таблица 4: Параметры коллайдеров высоких энергий: ер, р и рр

    Предполагается, что ускорительный комплекс в ЦЕРН позволит получить данные о процессах, которые могли происходить при эволюции Вселенной и подтвердить гипотезу Большого Взрыва.
    На рис. 6 представлено, как изменялась во времени ускорительная техника.

Рис. 6: Развитие во времени ускорителей высоких энергий. Значками отмечены действующие ускорители высоких энергий в разные периоды времени. Ускоритель SSC не был построен из-за отсутствия финансирования.

2.2 Космические лучи

2.2.1 История исследования

    Космические лучи − одно из интереснейших явлений природы, изучение которого дало значительные результаты и представляет исключительный интерес в связи с актуальными проблемами ядерной физики и астрофизики. Космические лучи были открыты в начале XX века в экспериментах Кольхерстера, Гоккеля, Гесса. Последний высказал гипотезу о существовании особого проникающего, ионизующего излучения, идущего сверху и ослабляющегося вследствие поглощения атмосферой по мере проникновения в нижние слои.
    В экспериментах Кольхерстера с использованием воздушного шара (1913-1914 гг.) был изучен ход возрастания ионизации до высот 9 тыс. метров. Эксперименты показали внеземное происхождение этого вида излучения. В дальнейшем в экспериментах Милликена (1922-1925 гг.) регистрирующая аппаратура поднималась на высоту 15.5 км на шарах-зондах. В течение долгого времени до 1929 года ионизационная камера оставалась единственным детектором при исследовании космических лучей. В результате экспериментов, выполненных с помощью ионизационных камер, было установлено изменение ионизационного эффекта в зависимости от глубины уровня наблюдения, и определен коэффициент поглощения космического излучения в атмосфере.
    Природу космического излучения исследовали, используя в качестве детектора камеру Вильсона, и наиболее детально, когда ее поместили в магнитное поле. Впервые это сделал Д.В. Скобельцын. Эти эксперименты показали, что среди космических частиц присутствуют как положительно, так и отрицательно заряженные частицы. Предположение о том, что наблюдаемые в камере Вильсона легкие частицы с положительным зарядом являются позитронами, было впервые высказано Андерсеном. В этих экспериментах был открыт позитрон, и подтверждена теория Дирака, развиваемая в это время.
    В экспериментах с камерой Вильсона открыто новое явление − образование ливней, состоящих из многих заряженных частиц. Но следует заметить, что все эти исследования проводились под очень толстым слоем атмосферы (1000 г на 1 см²). К этой серии экспериментов следует отнести также эксперименты, выполненные Росси, который регистрировал космические частицы, используя счетчики Гайгера, расположенные под различными толщинами вещества (свинца). Удалось обнаружить существование двух компонент космического излучения на уровне Земли: мягкой, которая быстро поглощалась свинцовым фильтром, и жесткой, которая проникала под свинец значительной толщины. Дальнейшее изучение показало, что мягкая компонента состоит в основном из электронов вторичного происхождения, а жесткая компонента - из мюонов тоже вторичного происхождения. Вопрос об энергии, несомой космическими частицами, и об их природе исследовался долгие годы в экспериментах как на уровне моря, так и на различных высотах в атмосфере.
    В исследованиях, выполненных в земных условиях при энергиях 100÷300 ГэВ, помимо позитронов были открыты μ-мезоны, π-мезоны (π^± и π⁰) и странные частицы (К-мезоны и Λ-гипероны), а также детально изучено множественное рождение вторичных частиц в результате сильного взаимодействия.
    До середины XX века космические лучи были основным источником частиц высоких энергий для изучения процессов, происходящих при их взаимодействиях с атомными ядрами, пока не вступили в строй ускорители частиц, позволившие точнее изучать эти явления.

2.2.2 Методы исследования космического излучения

    В настоящее время в связи с развитием экспериментальной техники исследование космических лучей выполняется за пределами атмосферы (на спутниках) и на больших высотах в атмосфере Земли с использованием шаров-зондов. Процессы, происходящие в земной атмосфере, исследовались с помощью многочисленных экспериментальных установок, располагающихся как на поверхности Земли, так и в подземных лабораториях. Схематическое изображение этих экспериментов можно увидеть на рис. 7.

Рис. 7: Схематическое изображение экспериментов по изучению космического излучения.

    Среди экспериментов, проводимых за пределами атмосферы, следует упомянуть магнитные спектрометры: Альфа Магнитный Спектрометр (AMS01, AMS02), BESS и PAMELA. В табл. 5 приведены их сравнительные характеристики.

Таблица 5: Сравнительные характеристики спектрометров

    Спектрометры BESS и PAMELA наиболее чувствительны к частицам с энергией < 0.3 ГэВ, а спектрометры AMS − к частицам с энергией > 0.3 ГэВ вплоть до 1000 ГэВ.

Рис. 8: Установка AMS-02.

    Установка AMS-01 работала на международной космической станции МИР. Установка AMS-02, которая сменила AMS-01, показана на рис. 8. Основной элемент установок AMS − постоянный магнит. Помимо постоянного магнита в состав установки входят времяпролетный спектрометр TOF, детектор переходного излучения TRD, кольцевой черенковский счетчик RICH и калориметр.
    Главная задача эксперимента AMS - изучение состава адронной и лептонной компонент космических частиц высокой энергии и поиск новых частиц, в первую очередь − кандидатов в темную материю (SUSY, аксионов, странжелетов), а также уточнение потоков античастиц (антипротонов, антидейтронов, позитронов).
    Экспериментальные установки для изучения космических частиц, расположенные на горах, состоят, как правило, из детекторов калориметрического типа, в которых помимо определения энергии упавшей частицы можно проследить также за вторичными процессами, происходящими при прохождении космической частицы через вещество калориметра.
    Калориметрические установки могут иметь большую площадь (10×10 кв. м). В качестве регистрирующих детекторов в калориметрах используются сцинтилляторы, ионизационные камеры и рентген-эмульсионные пленки. Помимо калориметров экспериментальные установки содержат детекторы черенковского излучения, детекторы, регистрирующие испускание сцинтилляционного света частицами в атмосфере Земли („fly's eye"), а также большое число сцинтилляционных детекторов, покрывающих значительные площади вокруг калориметрических детекторов (вплоть до 1×1 кв. км). Детекторы, покрывающие большие площади, служат для регистрации широких атмосферных ливней, создаваемых космическими частицами высокой энергии при прохождении через атмосферу.

На рис. 9 показаны основные процессы, которые происходят с первичной космической частицей при попадании ее в атмосферу Земли. Если энергия первичной частицы превышает 10¹⁴ эВ, то за счет указанных на рисунке процессов развивается широкий атмосферный ливень (ШАЛ).

2.2.3 Энергетический спектр первичного космического излучения

    В результате длительных исследований было установлено, что космическое излучение существует во Вселенной ~ 30 миллионов лет и распределено изотропно. По современным оценкам энергия космического излучения составляет 5·10⁵⁶ эрг.

Рис. 9: Схематическое изображение процессов, происходящих с первичными частицами в атмосфере Земли.

    Особый интерес представляет изучение энергетического спектра первичного космического излучения. На рис. 10 показаны экспериментальные данные об интенсивности первичных космических частиц в разных энергетических интервалах, полученные в многочисленных экспериментах. Приводятся данные для протонов и всех сильновзаи-модействующих частиц, включая ядра. Отдельно показан спектр электронов, позитронов, антипротонов там, где эти частицы идентифицированы. Интенсивность космических частиц при энергии LHC составляет 10⁴ событий на км^-2·год^-1 - на LHC при этой же энергии можно получить > 10⁷ событий в один день.

Рис. 10: Дифференциальный энергетический спектр первичного космического излучения. Стрелками над энергетической шкалой показаны энергии частиц, получающиеся на различных ускорителях (действующих: SpS, HERA, RHIC, TEVATRON и LHC).

    Данные об энергетическом спектре первичного космического излучения особенно интересны для решения различного рода астрофизических задач. Из рисунка видно, что диапазон изменения энергии первичных космических частиц очень широк: от 10⁰ до 10¹¹ ГэВ. В разных энергетических интервалах для определения энергии первичной частицы используются различные методики. В начальном участке энергетического спектра энергии первичных протонов определялись по широтному эффекту космического излучения. Благодаря существованию магнитного поля у Земли, на экватор могут попасть частицы, энергия которых превышает 15 ГэВ. В полярные области могут проникать частицы любых энергий.
    Значительное количество экспериментов выполнено за пределами атмосферы Земли. В диапазоне энергий от 10² до 10⁵ ГэВ в качестве детекторов использовались калориметрические установки, располагающиеся на искусственных спутниках Земли или шарах-зондах. При энергиях > 10⁵ ГэВ энергия определялась по широким атмосферным ливням, развивающимся в атмосфере и регистрируемым на поверхности Земли.
    Энергетический спектр первичного космического излучения можно аппроксимировать степенной функцией: dN/dE = a₀/E^γ. В дифференциальном спектре показатель степени γ = 2.8 при энергиях до
10⁵ ГэВ. В интервале энергий 10⁵÷10⁶ ГэВ показатель γ изменяется плавно и при Е > 10⁶ ГэВ становится равным 3.2. При Е > 10¹⁰ ГэВ снова намечается тенденция к изменению показателя спектра вплоть до γ ~ 2.8.
    Таким образом, можно отметить следующие особенности первичного спектра космического излучения: излом спектра при Е = 10⁶ ГэВ (называемый в литературе "колено"), излом спектра при
~ 10¹⁰ ГэВ (называемый "лодыжка"). Частицы с энергией > 10¹¹ ГэВ принято называть ультравысокоэнергичными космическими частицами (UHECR). К настоящему времени наблюдено порядка 10 таких частиц. По гипотезе Грайзена, Зацепина, Кузьмина (ГЗК) таких частиц вообще не должно быть, т.е. спектр должен обрываться. Гипотеза ГЗК состоит в том, что первичные космические частицы высоких энергий сталкиваются с реликтовым γ-излучением, заполняющим Вселенную, открытым в середине 60-х годов XX века. В результате такого столкновения космические частицы должны терять значительную долю энергии и выбывать из данного энергетического интервала. Наблюдение UHECR противоречит этой гипотезе и ставит новый вопрос: каково происхождение таких частиц?
    На рис. 11 показан участок энергетического спектра космических частиц, в котором наблюдались UHECR. Линиями показано предполагаемое изменение спектров вследствие эффекта ГЗК. Основная реакция, которая может объяснить уменьшение интенсивности высокоэнергичных частиц, есть взаимодействие протона с реликтовым фотоном и образование при этом дельта-изобары, которая распадается затем на пион и протон. Пороговая энергия при этом E_th = km_πm_p/2ε ≈10¹⁹ эВ, где
ε = 10³ эВ, что соответствует температуре реликтового фотона Т ≈ 2.7°К. Если предположить, что вместо протона образуется какая-либо более тяжелая частица с массой М_х, то пороговая энергия может сдвинуться в область более высоких энергий, названную сверхвысокоэнергичной областью для гипотезы ГЗК (Super GZK). Пока только один эксперимент (AGASA) свидетельствует об отсутствии эффекта ГЗК и существовании UHECR.

Рис. 11: Энергетический спектр космических частиц в области UHECR.

    Отмеченные особенности энергетического спектра первичного космического излучения связываются с различными гипотезами о происхождении космических лучей. Возможно, что большая часть космических частиц имеет галактическое происхождение, а частицы очень высоких энергий − метагалактическое.

2.2.4 Природа первичного космического излучения

    При изучении первичного космического излучения помимо энергии, которую несут космические частицы, представляет интерес их природа. Природа первичного космического излучения достаточно хорошо изучена при сравнительно невысоких энергиях первичных частиц.

Таблица 6: Состав космического излучения в зависимости от заряда ядра Z

    Доля F, показанная в таблице, приводится относительно ядер кислорода, поток которых при кинетической энергии 10.6 ГэВ/нуклон равен 3.26·10^-6 см^-2·с^-1·стер^-1·(ГэВ/нуклон)^-1.
    На рис. 69 показан дифференциальный спектр космических частиц различной природы с кинетической энергией от 101 до 106 МэВ/нуклон. Основную долю частиц составляют протоны, затем ядра гелия, углерода и железа.

Рис. 12: Дифференциальный спектр первичного космического излучения.

    Природа космических частиц при более высоких энергиях изучается. Полученные экспериментальные данные пока противоречивы, но имеются указания, что при более высоких энергиях преобладают ядра тяжелее водорода.

2.2.5 Космические лучи в атмосфере Земли

    Дифференциальный энергетический спектр первичных протонов при энергиях до 10⁵ ГэВ дастся выражением

I_N(E,0) ≈ 1.8Е^-γ нуклонов·см^-2·стер^-1·ГэВ^-1,

где γ = 2.7.
    Первичные космические протоны (или ядра), попадая в атмосферу Земли и сталкиваясь с атомами воздуха (кислород и азот), образуют вторичную компоненту космического излучения.

Рис. 13: Вертикальный поток космических частиц в атмосфере с энергией Е > 1 ГэВ. Значками показаны данные измерений для отрицательных мюонов с Eμ > 1 ГэВ.

    На рис. 13 показан вертикальный поток космических частиц с энергией > 1 ГэВ в зависимости от глубины в атмосфере. Поглощение первичных нуклонов в атмосфере с образованием вторичных частиц происходит по экспоненте, которая на рисунке показана прямой линией. Таким образом, вертикальная интенсивность нуклонов на глубине X (г·см^-2) в атмосфере дается выражением

I_N(Е,Х) ≈ I_N(Е,0)е^-X/Λ,

где Λ − пробег до поглощения нуклонов в воздухе.
    Соответствующее выражение для вертикальной интенсивности заряженных пионов с энергией Е_π < ε_π, ε_π = 115 ГэВ, Λ ≈ 120 г·см^-2 на высоте 15 км

Это выражение имеет максимум при t = Λ ≈ 120 г·см^-2, которая соответствует высоте 15 км. Величина Z_N,π есть спектр импульсов заряженных пионов при взаимодействии нуклонов с ядрами атмосферы. Интенсивность низкоэнергичных пионов много меньше, чем нуклонов, поскольку Z_N,π ≈ 0.079 из-за того, что большинство пионов с энергией много меньшей, чем критическая энергия еп, скорее распадаются, чем взаимодействуют. От распада
π⁺π^---мезонов накапливаются μ⁺μ^--мезоны и сопровождающие их нейтрино ν_μμ. При распаде π⁰-мезонов на фотоны образуются электроны и позитроны (е⁺,е^-).

2.2.6 Экзотические события в космических лучах

    Многолетние измерения процессов, происходящих с космическими частицами в атмосфере Земли, выполненные различными экспериментальными методиками, привели к обнаружению ряда экзотических явлений, не укладывающихся в современное представление о взаимодействиях при высоких и сверхвысоких энергиях.
    Кентавр-события. Одним из первых экзотических явлений было событие, зарегистрированное установкой калориметрического типа в 80-х годах XX века в Японии. В этом событии наблюдалось аномальное соотношение между заряженными и нейтральными адронами, возникшими при соударении частицы высокой энергии с ядром углерода. В соответствии с принципом изотопической инвариантности количество нейтральных пионов должно равняться количеству заряженных пионов. Событие, которое было зарегистрировано японскими физиками, содержало только заряженные пионы при полном отсутствии нейтральных. Это событие было названо „Кентавром". Дальнейшие эксперименты с аналогичной методикой, выполняющиеся в разных коллаборациях (коллаборация „Памир", японо-бразильская коллаборация и др.), были нацелены на поиск таких событий.
    До настоящего времени такие события не наблюдались в экспериментах, выполняющихся на ускорителях. Это в первую очередь связано с тем, что в космических лучах эти события наблюдаются в области фрагментации налетающей частицы, которая не регистрируется в экспериментах на ускорителях. Тем не менее, планируется поиск таких событий в экспериментах на строящемся коллайдере LHC.
    В табл. 7 приводится статистика Кентавр-событий, накопленная за все эти годы. Из таблицы видно, что количество Кентавр-событий очень невелико. Характеристики этих событий представлены в табл. 8.

Таблица 7: Статистика Кентавр-событий, накопленная в разных экспериментах

Таблица 8: Характеристики Кентавр-событий

Средняя энергия первичных частиц	<Е> ≥ 1.74·106 ГэВ
Средняя множественность адронов	<Nh> = 64−90
Множественность фотонов (γ)	0
Средняя псевдобыстрота испущенных барионов	<ηлаб> = 9.9±0.2
Средний поперечный импульс	<> - 1.75 ± 0.7 ГэВ/с

    Основной особенностью Кентавр-событий, часто называемых Кентавр-файрболами, является отсутствие фотонов среди продуктов их распада.
    Другие характеристики Кентавр-файрбола, полученные из моделей кварк-глюонной плазмы и показанные в табл. 9, свидетельствуют об обогащении его странными кварками. Это позволяет предположить, что в состав Кентавр-файрбола могут входить объекты, названные странжелетами. В таком случае распад Кентавр-файрбола на странжелеты может присутствовать также при образовании гипотетических странных звезд в космическом пространстве.

Таблица 9: Характеристики Кентавр-событий, рассчитанные из моделей кварк-глюонной плазмы для установки CASTOR

Масса	Mfb = 180 ± 60 ГэВ
Объем	Vfb < 75−100 фм3
Плотность энергии	ε > 2.4 ± 1 ГэВ/фм3
Бариохимичсский потенциал	μb = 1.8 ±0.3 ГэВ
Температура	Tfb = 130 ± 6 МэВ
Плотность кварков в файрболе	<ρq> = 8 ± 3 фм
Плотность барионов в файрболе	<ρb> = 2.7±1 фм-3
Плотность странных кварков	ρs ~ 0.14 фм-3
Плотность антикварков	~ 3.6·10-3 фм-3
Плотность глюонов	ρg ~ 0.6 фм-3
Плотность энтропии	S ~ 16.4 фм-3
Плотность энтропии/барион	<ρb> = 8 ± 3 фм-3
Плотность барионов в файрболе	S/ρb ~ 6
Плотность странность/барион	ρs/ρb ~ 0.06
Конечное отношение заряда к бариону	(Z/A)f ~ 0.4
Избыток странности	~ 14
Предсказанное отношение частиц	Nπ/NN ≈ 7·106
Кентавр-странжелет
Масса	A ~ 1015
Заряд/барион	Z/A ~ 0
Странность/барион	fs ~1

    С другой стороны регистрация Кентавр-событий в экспериментах на ускорителях может служить доказательством образования кварк-глюонной плазмы при соударениях частиц высоких энергий, если рассчитанные характеристики Кентавр-файрбола совпадут с экспериментально измеренными.

Рис. 14: Зависимость доли семейств с выстроенностью от количества энергетически выделенных центров (ЭВЦ).

    Компланарность. Другим экзотическим явлением, наблюденным в космических экспериментах, стало компланарное рождение частиц высоких энергий, получившее название "выстроенность". Явление выстроенности энергетически выделенных центров (ЭВЦ) в гамма-адронных семействах наблюдалось в экспериментах сотрудничества Памир-Чакалтайа при анализе семейств, удовлетворяющих критериям ∑Е_γ ≥ 100 ТэВ и N_γ ≥ 3. Семейства наблюдались в рентген-эмульсионных камерах, расположенных под углеродными или свинцовыми поглотителями. В этих семействах практически вдоль одной прямой располагались три, четыре, пять ЭВЦ. Оказалось, что доля таких событий по отношению к полному числу зарегистрированных событий возрастает с ростом ∑Е_γ и количества адронов в семействе N_h. На рис. 14 показана доля семейств с выстроенностью от количества рассматриваемых ЭВЦ в каждом семействе.
    Явление выстроенности свидетельствует о том, что вторичные частицы вылетают при рождении в одной азимутальной плоскости, т.е. они компланарны. Можно предположить, что компланарное рождение высокоэнергичных частиц в процессе соударения может быть связано с проявлением свойств хромодинамических струй. Следует заметить, что компланарность вторичных высокоэнергичных частиц зарегистрирована в событиях при взаимодействии частиц очень высокой энергии Е > 10⁷ ГэВ.