Kozmik ışınlar nelerdir? Kozmik ışınlar (Kozmik radyasyon)

Wikipedia'dan materyal - özgür ansiklopedi

Kozmik ışınlar - temel parçacıklar ve uzayda yüksek enerjilerde hareket eden atom çekirdekleri.

Temel bilgiler

Kozmik ışın fiziği parçası olarak kabul edilir yüksek enerji fiziği Ve parçacık fiziği.

Kozmik ışınların fiziğiçalışmalar:

• kozmik ışınların ortaya çıkmasına ve hızlanmasına yol açan süreçler;
• kozmik ışın parçacıkları, doğaları ve özellikleri;
• uzayda, Dünya atmosferinde ve gezegenlerde kozmik ışın parçacıklarının neden olduğu olaylar.

Dünya atmosferinin sınırına düşen yüksek enerjili yüklü ve nötr kozmik parçacıkların akışını incelemek en önemli deneysel görevdir.

Kozmik ışınların kökenlerine göre sınıflandırılması:

• Galaksimizin dışında
• Galakside
• Güneşin içinde
• gezegenlerarası uzayda

Öncelik Ekstragalaktik ve galaktik ışınları çağırmak gelenekseldir. İkincil Dünya atmosferinde geçen ve dönüşen parçacık akışlarını adlandırmak gelenekseldir.

Kozmik ışınlar, Dünya yüzeyinde ve atmosferdeki doğal radyasyonun (arka plan radyasyonu) bir bileşenidir.

Hızlandırıcı teknolojisinin gelişmesinden önce kozmik ışınlar, yüksek enerjili temel parçacıkların tek kaynağıydı. Böylece pozitron ve müon ilk kez kozmik ışınlarda bulundu.

Kozmik ışınların enerji spektrumunun enerjisinin %43'ü protonlardan, %23'ü helyum enerjisinden (alfa parçacıkları) ve %34'ü diğer parçacıklar tarafından aktarılan enerjiden oluşur.

Parçacık sayısına göre kozmik ışınların %92'si protonlar, %6'sı helyum çekirdeği, yaklaşık %1'i daha ağır elementler ve yaklaşık %1'i elektronlardan oluşur. Güneş Sistemi dışındaki kozmik ışınların kaynakları incelenirken, proton-nükleer bileşen esas olarak yörüngesel gama ışını teleskopları tarafından oluşturulan gama ışınlarının akışıyla tespit edilir ve elektron bileşeni, ürettiği senkrotron radyasyonu tarafından tespit edilir. radyo aralığı (özellikle metre dalgalarında - yıldızlararası ortamın manyetik alanındaki radyasyonda) ve kozmik ışın kaynağı bölgesindeki güçlü manyetik alanlarla - ve daha yüksek frekans aralıklarına. Bu nedenle elektronik bileşen, yer tabanlı astronomik aletlerle de tespit edilebiliyor.

Geleneksel olarak kozmik ışınlarda gözlemlenen parçacıklar ikiye ayrılır: aşağıdaki gruplar: $p\; (Z=1),\; \backslash alpha\; (Z=2),\; L\; (Z=3-5),\; M\; (Z=6-9),\; H\; (Z\; \backslash geqslant\; 10),\; VH\; (Z\; \backslash geqslant\; 20)$(sırasıyla protonlar, alfa parçacıkları, hafif, orta, ağır ve süper ağır). Özellik kimyasal bileşim birincil kozmik radyasyon, yıldızların ve yıldızlararası gazın bileşimine kıyasla L grubu çekirdeklerin (lityum, berilyum, bor) anormal derecede yüksek (birkaç bin kat) içeriğidir. Bu fenomen, kozmik parçacıkların üretim mekanizmasının öncelikle yıldızlararası ortamın protonları ile etkileşime girdiğinde daha hafif çekirdeklere bozunan ağır çekirdekleri hızlandırdığı gerçeğiyle açıklanmaktadır. Bu varsayım, kozmik ışınların çok yüksek derecede izotropiye sahip olmasıyla doğrulanmaktadır.

Kozmik ışın fiziğinin tarihi

Dünya dışı kaynaklı iyonlaştırıcı radyasyonun var olma olasılığının ilk göstergesi, 20. yüzyılın başında gazların iletkenliğini inceleyen deneylerde elde edildi. Gazda tespit edilen kendiliğinden elektrik akımı, Dünya'nın doğal radyoaktivitesinden kaynaklanan iyonizasyonla açıklanamadı. Gözlemlenen radyasyonun o kadar nüfuz edici olduğu ortaya çıktı ki, kalın kurşun katmanlarıyla korunan iyonizasyon odalarında hala bir artık akım gözlemlendi. 1911-1912'de balonlar üzerinde iyonizasyon odaları ile bir dizi deney yapıldı. Hess, radyasyonun yükseklikle arttığını, oysa Dünya'nın radyoaktivitesinden kaynaklanan iyonlaşmanın yükseklikle azalması gerektiğini keşfetti. Colherster'ın deneyleri bu radyasyonun yukarıdan aşağıya doğru yönlendirildiğini kanıtladı.

1921-1925'te, gözlem yüksekliğine bağlı olarak Dünya atmosferindeki kozmik radyasyonun emilimini inceleyen Amerikalı fizikçi Millikan, kurşunda bu radyasyonun çekirdeklerden gelen gama radyasyonuyla aynı şekilde emildiğini keşfetti. Bu radyasyona kozmik ışınlar adını veren ilk kişi Millikan oldu. 1925'te Sovyet fizikçileri L.A. Tuvim ve L.V. Mysovsky, kozmik radyasyonun sudaki emilimini ölçtüler: bu radyasyonun, çekirdeklerin gama radyasyonundan on kat daha az emildiği ortaya çıktı. Mysovsky ve Tuwim ayrıca radyasyon yoğunluğunun barometrik basınca bağlı olduğunu keşfettiler - "barometrik etkiyi" keşfettiler. D.V. Skobeltsyn'in sabit bir manyetik alana yerleştirilmiş bir bulut odasıyla yaptığı deneyler, iyonlaşma nedeniyle kozmik parçacıkların izlerini (izlerini) "görmeyi" mümkün kıldı. D. V. Skobeltsyn kozmik parçacık yağmurlarını keşfetti. Kozmik ışınlarla ilgili deneyler, mikro dünyanın fiziği için bir takım temel keşiflerin yapılmasını mümkün kıldı.

Güneş kozmik ışınları

Güneş kozmik ışınları (SCR), Güneş tarafından gezegenler arası uzaya enjekte edilen enerji yüklü parçacıklardır (elektronlar, protonlar ve çekirdekler). SCR enerjisi birkaç keV'den birkaç GeV'ye kadar değişir. Bu aralığın alt ucunda SCR'ler, yüksek hızlı güneş rüzgarı akımlarından gelen protonlarla sınırlıdır. SCR parçacıkları güneş patlamalarının bir sonucu olarak ortaya çıkar.

Ultra yüksek enerjili kozmik ışınlar

Bazı parçacıkların enerjisi GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) sınırını aşıyor - kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun fotonlarıyla etkileşimlerinden kaynaklanan kozmik ışınlar için teorik enerji sınırı 5·10 · 19 eV. AGASA gözlemevi tarafından bir yıl boyunca bu tür birkaç düzine parçacık kaydedildi. (İngilizce)Rusça. Bu gözlemlerin henüz yeterince kanıtlanmış bir bilimsel açıklaması yoktur.

Kozmik ışınların tespiti

Kozmik ışınların keşfinden sonra uzun bir süre boyunca, bunları kaydetme yöntemleri, parçacıkları hızlandırıcılarda, çoğunlukla gaz deşarj sayaçlarında veya stratosfere veya uzaya yükseltilmiş nükleer fotografik emülsiyonlarda kaydetme yöntemlerinden farklı değildi. Ancak bu yöntem, oldukça nadir göründükleri ve böyle bir sayacın gözlem yapabileceği alan, boyutuyla sınırlı olduğundan, yüksek enerjili parçacıkların sistematik gözlemlerine izin vermez.

Modern gözlemevleri farklı prensiplerle çalışır. Yüksek enerjili bir parçacık atmosfere girdiğinde, ilk 100 g/cm²'de hava atomlarıyla etkileşime girer ve başta pion ve müon olmak üzere bir parçacık yağmuruna yol açar, bunlar da diğer parçacıkları doğurur ve bu böyle devam eder. . Duş adı verilen bir parçacık konisi oluşur. Bu tür parçacıklar, ışığın havadaki hızını aşan hızlarda hareket ederek teleskoplar tarafından tespit edilen Çerenkov parıltısına neden olur. Bu teknik, gökyüzünün yüzlerce kilometrekarelik alanlarını izlemeyi mümkün kılıyor.

Uzay uçuşu için çıkarımlar

ISS astronotları gözlerini kapattıklarında her 3 dakikada bir defadan fazla olmayan ışık parlamaları görüyorlar; belki de bu fenomen, yüksek enerjili parçacıkların retinaya girmesiyle ilişkilidir. Ancak bu deneysel olarak doğrulanmamıştır; bu etkinin yalnızca psikolojik temellere sahip olması mümkündür.

Kozmik radyasyona uzun süreli maruz kalmanın insan sağlığı üzerinde çok olumsuz etkileri olabilir. İnsanlığın güneş sisteminin diğer gezegenlerine daha da yayılması için bu tür tehlikelere karşı güvenilir koruma geliştirilmelidir - Rusya ve ABD'den bilim adamları zaten bu sorunu çözmenin yollarını arıyorlar.

Ayrıca bakınız

• Gözlemevi Pierre Auger ( İngilizce)

"Kozmik ışınlar" makalesi hakkında bir inceleme yazın

Notlar

1. // Fiziksel ansiklopedi / Böl. ed. A. M. Prokhorov. - M .: Büyük Rus Ansiklopedisi, 1990. - T. 2. Kalite faktörü - Manyeto-optik. - s. 471-474. - 703 s. - ISBN 5852700614.
3. Ginzburg V.L. , Syrovatsky S.I. Mevcut durum kozmik ışınların kökeni hakkında soru // Phys. - 1960. - No. 7.- S. 411-469. -ISSN 1996-6652. - URL: ufn.ru/ru/articles/1960/7/b/
4. , İle. 18.
5. V. L. Ginzburg Kozmik ışınlar: 75 yıllık araştırma ve geleceğe yönelik beklentiler // Dünya ve Evren. - M .: Nauka, 1988. - No. 3. - S.3-9.
7. , İle. 236.

Edebiyat

• S. V. Murzin. Kozmik ışın fiziğine giriş. M.: Atomizdat, 1979.
• Uzay modeli - M .: Moskova Devlet Üniversitesi Yayınevi, 3 cilt halinde.
• AD Filonenko(Rusça) // UFN. - 2012. - T.182. - sayfa 793-827.
• Dorman L.I. Deneysel ve teorik temel kozmik ışın astrofiziği. - M .: Nauka, 1975. - 464 s.
• ed. Shirkov D.V. Mikro dünyanın fiziği. - M.: Sovyet ansiklopedisi, 1980. - 528 s.

Bağlantılar

Bileşenler Bulutsular Yıldız oluşturan bölgeler Yıldız çevresi oluşumları Radyasyon

Kozmik ışınları karakterize eden alıntı

Bu sırada kimsenin ilgilenmediği Petya babasına yaklaştı ve kıpkırmızı, bazen kaba, bazen ince bir sesle şöyle dedi:
"Peki, şimdi baba, kararlı bir şekilde şunu söyleyeceğim - ve anneciğim de, nasıl istersen - beni içeri alacağını kararlı bir şekilde söyleyeceğim." askeri servis, çünkü yapamam... hepsi bu...
Kontes dehşet içinde gözlerini gökyüzüne kaldırdı, ellerini kavuşturdu ve öfkeyle kocasına döndü.
- Ben de kabul ettim! - dedi.
Ancak kont heyecanından hemen kurtuldu.
"Peki, peki" dedi. - İşte başka bir savaşçı! Saçmalamayı bırakın: çalışmanız gerekiyor.
- Bu saçmalık değil baba. Fedya Obolensky benden daha genç ve o da geliyor ve en önemlisi, şu anda hala hiçbir şey öğrenemiyorum ... - Petya durdu, terleyene kadar kızardı ve şöyle dedi: - anavatan tehlikede olduğunda.
- Tam, tam, saçmalık...
- Ama sen kendin her şeyi feda edeceğimizi söyledin.
Kont, "Petya, sana söylüyorum, çeneni kapat," diye bağırdı, solgunlaşan ve sabit gözlerle en küçük oğluna bakan karısına baktı.
- Ve sana söylüyorum. Pyotr Kirillovich şöyle diyecek...
“Size söylüyorum, bu çok saçma, süt henüz kurumadı ama askere gitmek istiyor!” Peki, sana söylüyorum," ve muhtemelen dinlenmeden önce ofiste tekrar okumak için kağıtları yanına alan kont odadan çıktı.
- Pyotr Kirillovich, hadi bir sigara içelim...
Pierre'in kafası karışmıştı ve kararsızdı. Natasha'nın alışılmadık derecede parlak ve hareketli gözleri, ona sürekli şefkatle bakmaktan çok, onu bu duruma getirdi.
- Hayır, sanırım eve gideceğim...
- Eve gitmek gibi ama akşamı bizimle geçirmek istedin... Sonra da nadiren geldin. Ve bu da benimki..." dedi kont iyi huylu bir şekilde, Natasha'yı işaret ederek, "o sadece seninleyken neşeli..."
“Evet unuttum... Kesinlikle eve gitmem gerekiyor... Yapılacak şeyler...” dedi Pierre aceleyle.
"Pekala, hoşçakalın" dedi kont ve odadan tamamen çıktı.
- Neden ayrılıyorsun? Neden üzülüyorsun ki? Neden?..” Natasha Pierre'e meydan okurcasına gözlerinin içine bakarak sordu.
"Çünkü seni seviyorum! - söylemek istedi ama söylemedi, ağlayana kadar kızardı ve gözlerini indirdi.
- Çünkü seni daha az ziyaret etmem benim için daha iyi... Çünkü... hayır, sadece işim var.
- Neyden? hayır, söyle bana," diye başladı Natasha kararlı bir şekilde ve aniden sustu. İkisi de korku ve şaşkınlıkla birbirlerine baktılar. Sırıtmaya çalıştı ama yapamadı: gülümsemesi acıyı ifade ediyordu ve sessizce elini öpüp gitti.
Pierre artık Rostov'ları kendisiyle birlikte ziyaret etmemeye karar verdi.

Kesin bir ret aldıktan sonra Petya odasına gitti ve orada kendini herkesten uzaklaştırarak acı bir şekilde ağladı. Çaya geldiğinde, sessiz ve kasvetli, yaşlarla dolu gözlerle her şeyi sanki hiçbir şey fark etmemiş gibi yaptılar.
Ertesi gün hükümdar geldi. Rostov avlularından birkaçı gidip Çar'ı görmek istedi. O sabah Petya'nın giyinmesi, saçını taraması ve yakalarını büyük yakalar gibi düzenlemesi uzun zaman aldı. Aynanın karşısında kaşlarını çattı, jestler yaptı, omuz silkti ve sonunda kimseye bir şey söylemeden, fark edilmemeye çalışarak şapkasını taktı ve arka verandadan evden çıktı. Petya, doğrudan hükümdarın bulunduğu yere gitmeye karar verdi ve doğrudan bir meclis üyesine (Petya'ya hükümdarın her zaman meclis üyeleri tarafından kuşatıldığı görülüyordu) kendisinin, Kont Rostov'un gençliğine rağmen anavatana, o gençliğe hizmet etmek istediğini açıklamaya karar verdi. bağlılığa engel olamayacağını ve hazır olduğunu... Petya hazırlanırken kahyaya söyleyeceği pek çok harika söz hazırladı.
Petya, hükümdara sunumunun başarısına tam olarak bir çocuk olduğu için güveniyordu (Petya, gençliğine herkesin nasıl şaşıracağını bile düşündü) ve aynı zamanda yakalarının tasarımında, saç stilinde ve sakin, yavaş yürüyüşüyle ​​kendini yaşlı bir adam gibi göstermek istiyordu. Ama ne kadar ileri giderse, Kremlin'e gelip giden insanlardan o kadar çok keyif alıyordu, yetişkinlerin sakinlik ve yavaşlık özelliklerini gözlemlemeyi o kadar unutuyordu. Kremlin'e yaklaşırken, içeri itilmemesine dikkat etmeye başladı ve kararlı bir şekilde tehditkar bir bakışla dirseklerini yanlarına doğru uzattı. Ancak Trinity Kapısı'nda, tüm kararlılığına rağmen, Kremlin'e hangi vatanseverlik amacıyla gittiğini muhtemelen bilmeyen insanlar onu duvara o kadar bastırdılar ki, teslim olmak ve altından gelen bir uğultu ile kapıya kadar durmak zorunda kaldı. kemerlerden geçen arabaların sesi. Petya'nın yakınında bir kadın, bir uşak, iki tüccar ve bir emekli asker duruyordu. Petya bir süre kapıda durduktan sonra tüm arabaların geçmesini beklemeden diğerlerinin önüne geçmek istedi ve kararlı bir şekilde dirsekleriyle çalışmaya başladı; ama karşısında duran ve ilk önce dirseklerini doğrulttuğu kadın öfkeyle ona bağırdı:
- Ne, barchuk, itiyorsun, görüyorsun - herkes ayakta. O zaman neden tırmanıyorsun?
Uşak, "Böylece herkes içeri girecek" dedi ve dirsekleriyle de çalışmaya başlayarak Petya'yı kapının pis kokulu köşesine sıkıştırdı.
Petya elleriyle yüzünü kaplayan teri sildi ve evde çok iyi düzenlediği terden ıslanmış yakalarını büyük yakalar gibi düzeltti.
Petya, tarif edilemez bir görünüme sahip olduğunu hissetti ve kendisini meclis üyelerine bu şekilde tanıtırsa hükümdarı görmesine izin verilmeyeceğinden korkuyordu. Ancak şartların sıkışıklığı nedeniyle toparlanıp başka bir yere taşınmanın imkânı yoktu. Geçen generallerden biri Rostov'ların tanıdığıydı. Petya ondan yardım istemek istedi ancak bunun cesarete aykırı olacağını düşündü. Tüm arabalar geçtikten sonra kalabalık akın etti ve Petya'yı tamamen insanların işgal ettiği meydana taşıdı. Sadece bölgede değil, yamaçlarda, çatılarda her yerde insanlar vardı. Petya kendini meydanda bulur bulmaz, tüm Kremlin'i dolduran çan seslerini ve neşeli halk konuşmalarını açıkça duydu.
Bir zamanlar meydan daha genişti ama birdenbire hepsinin kafaları açıldı, her şey başka bir yere doğru koştu. Petya nefes alamayacak kadar sıkılmıştı ve herkes bağırdı: “Yaşasın! Yaşasın! Yaşasın! Petya parmak uçlarında yükseldi, itti, çimdikledi ama etrafındaki insanlar dışında hiçbir şey göremedi.
Herkesin yüzünde ortak bir şefkat ve mutluluk ifadesi vardı. Petya'nın yanında duran bir tüccarın karısı ağlıyordu ve gözlerinden yaşlar akıyordu.
- Baba, melek, baba! - dedi parmağıyla gözyaşlarını silerek.
- Yaşasın! - her taraftan bağırdılar. Kalabalık bir dakika boyunca tek bir yerde durdu; ama sonra tekrar ileri atıldı.
Kendini hatırlamayan Petya, dişlerini sıktı ve acımasızca gözlerini devirdi, ileri doğru koştu, dirsekleriyle çalıştı ve sanki o anda kendisini ve herkesi öldürmeye hazırmış gibi "Yaşasın!" yanlarından aynı "Yaşasın!"
“Demek egemenlik budur! - Petya'yı düşündü. “Hayır, ona kendim dilekçe veremem, bu çok cesurca!” Buna rağmen yine de umutsuzca ileri doğru ilerledi ve öndekilerin arkasından kırmızı şeritlerle kaplı bir geçidin olduğu boş bir alan gördü. kumaş; ama o sırada kalabalık geri çekildi (önde polis alayına çok yaklaşanları itiyordu; hükümdar saraydan Varsayım Katedrali'ne geçiyordu) ve Petya beklenmedik bir şekilde yandan böyle bir darbe aldı. Kaburgaları o kadar ezilmişti ki aniden gözlerindeki her şey bulanıklaştı ve bilincini kaybetti. Aklı başına geldiğinde, saçları arkadan topuz olmuş, yıpranmış mavi bir cüppe giymiş, muhtemelen bir zangoç olan bir tür din adamı, bir eliyle onu kolunun altında tuttu ve diğer eliyle onu kalabalıktan korudu.
- Genç ezildi! - dedi zangoç. - İşte bu kadar!.. daha kolay... ezmek, ezmek!
İmparator Varsayım Katedrali'ne gitti. Kalabalık yeniden sakinleşti ve zangoç, solgun ve nefes almayan Petya'yı Çar'ın topuna götürdü. Birkaç kişi Petya'ya acıdı ve birdenbire tüm kalabalık ona döndü ve çevresinde bir izdiham başladı. Yakında duranlar ona hizmet etti, frakının düğmelerini çözdü, kürsüye silah koydu ve birini - onu ezenleri - kınadı.
"Onu bu şekilde ezip öldürebilirsin." Bu nedir! Cinayet işlemek için! "Bak canım, masa örtüsü gibi bembeyaz oldu" dedi sesler.
Petya kısa sürede kendine geldi, yüzünün rengi geri geldi, acı geçti ve bu geçici sorun için topun üzerinde geri dönmek üzere olan hükümdarı görmeyi umduğu bir yer aldı. Petya artık dilekçe vermeyi düşünmüyordu. Keşke onu görebilseydi, kendini mutlu sayardı!
Varsayım Katedrali'ndeki hizmet sırasında - hükümdarın gelişi vesilesiyle birleşik bir dua töreni ve şükran duası Türklerle barışın sağlanması için kalabalık yayıldı; Petya'nın özellikle meraklı olduğu bağıran kvas, zencefilli kurabiye ve haşhaş tohumu satıcıları ortaya çıktı ve sıradan konuşmalar duyulabiliyordu. Bir tüccarın karısı yırtık şalını gösterip ne kadar pahalı satın alındığını söyledi; bir diğeri ise günümüzde tüm ipek kumaşların pahalı hale geldiğini söyledi. Petya'nın kurtarıcısı olan zangoç, bugün Rahip'in yanında kimin ve kimin görev yaptığı konusunda görevliyle konuşuyordu. Zangoz, Petya'nın anlamadığı ayık kelimesini birkaç kez tekrarladı. İki genç esnaf, fındık kemiren avlu kızlarıyla şakalaştı. Bütün bu konuşmalar, özellikle de kızlarla yapılan şakalar Petya'nın o yaşlarda ayrı bir çekiciliğine sahipti, tüm bu konuşmalar artık Petya'nın ilgisini çekmiyordu; Silah kürsüsüne oturdun, hâlâ hükümdarın düşüncesi ve onun ona olan sevgisi konusunda endişeleniyordun. Sevinç duygusuyla sıkıştığında acı ve korku duygusunun çakışması, bu anın öneminin farkındalığını daha da güçlendirdi onda.
Aniden setten top sesleri duyuldu (Türklerle barışı anmak için ateş ediyorlardı) ve kalabalık, onların ateş etmesini izlemek için hızla sete koştu. Petya da oraya koşmak istedi ama küçük kabuğu koruması altına alan zangoç onu içeri almadı. Subaylar, generaller ve vekiller Varsayım Katedrali'nden dışarı koşarken, diğerleri o kadar aceleci olmayan bir şekilde dışarı çıktığında, kasketler yeniden kafalarından çıkarıldığında ve toplara bakmak için kaçanlar geri koşarken, ateşler hâlâ devam ediyordu. Sonunda katedral kapılarından üniformalı ve kurdeleli dört adam daha çıktı. "Yaşasın! Yaşasın! – kalabalık tekrar bağırdı.
- Hangi? Hangi? - Petya ağlayan bir sesle etrafına sordu ama kimse ona cevap vermedi; herkes kendini kaptırmıştı ve sevinçten gözlerine akan yaşlar nedeniyle net olarak göremediği bu dört yüzden birini seçen Petya, hükümdar olmasa da tüm sevincini ona yoğunlaştırarak bağırdı. Çılgınca bir sesle, yarın, bedeli ne olursa olsun, asker olacağına karar verdi.
Kalabalık hükümdarın peşinden koştu, ona saraya kadar eşlik etti ve dağılmaya başladı. Zaten geç olmuştu ve Petya hiçbir şey yememişti ve ondan dolu gibi ter akıyordu; ama eve gitmedi ve azalmış ama yine de oldukça büyük bir kalabalıkla birlikte hükümdarın akşam yemeği sırasında sarayın önünde durdu, saray pencerelerinden dışarı baktı, başka bir şey bekledi ve aynı derecede ona doğru gelen ileri gelenleri kıskandı. sundurma - hükümdarın akşam yemeği için ve masada görev yapan ve pencerelerden parıldayan oda uşakları için.
Hükümdarın yemeğinde Valuev pencereden dışarı bakarak şunları söyledi:
"Halk hâlâ Majestelerini görmeyi umuyor."
Öğle yemeği çoktan bitmişti, hükümdar kalktı ve bisküvisini bitirerek balkona çıktı. Petya'nın ortasında bulunan halk balkona koştu.
-Melek, baba! Yaşasın baba!.. - halk ve Petya bağırdılar ve yine kadınlar ve Petya'nın da aralarında bulunduğu bazı zayıf erkekler mutluluktan ağlamaya başladı. Hükümdarın elinde tuttuğu oldukça büyük bir bisküvi parçası kırıldı ve korkuluktan yere kadar balkonun korkuluklarına düştü. Onun en yakınında duran fanilalı sürücü bu bisküvi parçasına koşup onu yakaladı. Kalabalığın bir kısmı arabacının yanına koştu. Bunu fark eden hükümdar bir tabak bisküvi verilmesini emretmiş ve balkondan bisküvi atmaya başlamış. Petya'nın gözleri kan çanağına döndü, ezilme tehlikesi onu daha da heyecanlandırdı, kendini bisküvilerin üzerine attı. Nedenini bilmiyordu ama kralın elinden bir bisküvi alması ve pes etmemesi gerekiyordu. Koştu ve bisküvi yakalayan yaşlı bir kadını yere serdi. Ancak yaşlı kadın yerde yatmasına rağmen kendini mağlup saymadı (yaşlı kadın bisküvileri yakalıyordu ve elleriyle alamıyordu). Petya diziyle elini düşürdü, bisküviyi kaptı ve sanki geç kalmaktan korkuyormuş gibi boğuk bir sesle tekrar "Yaşasın!" diye bağırdı.
İmparator gitti ve bundan sonra insanların çoğu dağılmaya başladı.
Farklı kesimlerden insanlar sevinçle, "Biraz daha beklememiz gerektiğini söyledim ve öyle de oldu" dedi.
Petya ne kadar mutlu olsa da eve dönüp o günün tüm keyfinin bittiğini bilmek onu hâlâ üzüyordu. Petya, Kremlin'den evine değil, on beş yaşındaki ve kendisi de alaya katılan yoldaşı Obolensky'ye gitti. Eve döndüğünde kararlı ve kesin bir şekilde, onu içeri almazlarsa kaçacağını duyurdu. Ve ertesi gün, henüz tamamen pes etmemiş olmasına rağmen Kont Ilya Andreich, Petya'yı daha güvenli bir yere nasıl yerleştireceğini bulmaya gitti.

Bundan sonraki üçüncü gün olan 15'inin sabahı Slobodsky Sarayı'nda sayısız araba durdu.
Salonlar doluydu. İlkinde üniformalı soylular, ikincisinde ise madalyalı, sakallı, mavi kaftanlı tüccarlar vardı. Asil Meclis salonunda bir uğultu ve hareket vardı. En önemli soylular, hükümdarın portresinin altındaki büyük bir masada yüksek arkalıklı sandalyelere oturuyorlardı; ama soyluların çoğu salonun etrafında dolaşıyordu.
Pierre'in her gün kulüpte ya da evlerinde gördüğü tüm soylular üniforma giymişti; bazıları Catherine'in, bazıları Pavlov'un, bazıları yeni İskender'in, bazıları genel soyluların ve bu generalinkiydi. Üniformanın karakteri bu yaşlı ve genç, çok çeşitli ve tanıdık yüzlere tuhaf ve fantastik bir şeyler veriyordu. Özellikle dikkat çekici olan, dar görüşlü, dişsiz, kel, sarı yağla kaplı veya buruşuk ve zayıf yaşlı insanlardı. Çoğunlukla koltuklarında oturuyorlardı ve sessizdiler, yürüyüp konuştuklarında ise daha genç birine katılıyorlardı. Tıpkı Petya'nın meydanda gördüğü kalabalığın yüzlerinde olduğu gibi, tüm bu yüzlerde de tam tersinin çarpıcı bir özelliği vardı: dünkü ciddi ve sıradan bir şeye dair genel bir beklenti - Boston partisi, aşçı Petrushka, Zinaida Dmitrievna'nın sağlığı. , vesaire.
Sabahın erken saatlerinden beri kendisine çok dar gelen tuhaf bir asilzade üniforması giyen Pierre koridorlardaydı. Heyecanlıydı: Sadece soyluların değil, aynı zamanda tüccarların - mülkler, etats generaux - olağanüstü bir araya gelmesi, onda uzun süredir terk edilmiş, ancak Contrat Social hakkında ruhuna derinden kazınmış bir dizi düşünceyi uyandırdı. Toplumsal Sözleşme] ve Fransız Devrimi. Hükümdarın halkıyla görüşmek üzere başkente geleceğine ilişkin çağrıda fark ettiği sözler, bu görüşünü doğruladı. Ve o, bu anlamda önemli bir şeyin, uzun zamandır beklediği bir şeyin yaklaştığına inanarak etrafta dolaştı, yakından baktı, konuşmayı dinledi ama onu meşgul eden düşüncelerin ifadesini hiçbir yerde bulamadı.

Kozmik ışınlar, protonlardan oluşan yüksek enerjili yüklü parçacıkların akışlarıdır. Güneş de dahil olmak üzere yıldızlararası uzayın her yönünden Dünya'ya geliyorlar. 'de meydana geldikten sonra akışların yoğunluğu keskin bir şekilde artar.Kozmik ışınlar, parçacıkların neredeyse birbirleriyle etkileşime girmediği çok seyrekleştirilmiş bir gaza benzer. Ancak maddenin içinde uçarken atomlarının çekirdekleriyle çarpışırlar ve kararsız temel parçacıkları doğururlar (bu izlerle tespit edilirler). Dünya'ya yakın uzaya iki tür kozmik ışın nüfuz eder: sabit ve sabit olmayan. Durağan olanlar, parçacık akışlarını içerir, durağan olmayanlar ise güneş kaynaklı ışınlardır.

Her saniye uzayın derinliklerinden her türden parçacık akışı Dünya'ya yağıyor. Kozmik ışınlar çok büyük mesafeler kat eder, ancak güçlerini kaybetmezler. Gezegenimizin atmosferini istila ederek onu oluşturan gazları iyonize ediyorlar. Bu keşfin öncüsü W. Hess'ti: sıcak hava balonu gazların iyonizasyonunun yükseklikle sanıldığı gibi azalmadığını, arttığını tespit edebildi. Bu da bu süreçten sorumlu olan radyoaktif maddenin gezegenimizde bulunmadığını gösteriyordu.

çeşitler

Galaktik

Atom çekirdekleri ve temel parçacıklar olan birincil kozmik ışınların enerjileri devasadır ve yüzlerce GeV değerlerine ulaşır. Dünya atmosferinden geçerken ikincil kozmik ışınlar adı verilen yeni parçacıklar yaratırlar. Kozmik ışınlar galaksimizde çok uzun mesafeler kat ederek sürekli yön değiştirirler. Neredeyse ışık hızlarına sahiptirler ve yön değişikliğinin nedeni manyetik alanda yatmaktadır. Manyetik alanı kapalı olduğundan ışınların galaksiden ayrılması oldukça zordur. Bu, galaksimizde bir manyetik alanın var olduğu teorisini doğrulamayı ve onun gücünü hesaplamayı mümkün kıldı. Hesaplamalardan, kozmik ışınların milyarlarca yıllık periyotlarda 10 27 cm'ye varan mesafeler kat ettiği ortaya çıkıyor. Parçacıkların ömrüne bağlı olarak kaynaklarının gücü belirlenebilir. Örneğin bu tür kaynaklar. Kozmik ışınlar, seyreltilmiş gazları milyonlarca dereceye kadar ısıtabilir. Örneğin Güneş'in konvektif bölgesinde de benzer bir süreç mevcuttur. Bu gazlar galaktik korona adı verilen devasa bir hale oluşturur.

Albedo

Işınların bir kısmı dünya atmosferi tarafından yansıtılarak ikincil parçacıklar (albedo) oluşturur. Albedo nötronları radyasyon kuşağına 103 MeV'ye kadar enerjili protonlar ve birkaç MeV enerjili elektronlar sağlar.

Güneş

Güneş patlamaları sırasında yüklü parçacık akıntıları açığa çıkar. Yıldız atmosferinin üst katmanlarında hızlanarak oldukça yüksek enerjiler elde ederler. Bunları kaydettirin yeryüzü yüksek enerjili galaktik akışların arka planına karşı, kozmik ışın akışının yoğunluğunda keskin bir artış şeklinde meydana gelir. Güneş ışınlarının büyük bir kısmı enerjileri 10 6 eV olan protonlardır ve enerjilerinin üst sınırı 2'dir. 10 10 eV.

Ultra yüksek enerji ışınları

Bu tür ışınların parçacık enerjisi, izin verilen teorik enerji sınırı olan 5'in üzerindedir. 10 19 eV. Bu sınır onların birincil, kalıntı radyasyonun fotonlarıyla etkileşiminden kaynaklanmaktadır. Bu kozmik ışınların Evrenin derinliklerinden gelen gezginler olduğu ortaya çıktı. AGASA gözlemevi yıl boyunca birkaç düzine ultra yüksek enerjili parçacık kaynağı tespit etti.

Kozmik ışınların tespiti

Modern gözlemevlerinde kozmik ışınların izleri teleskoplar kullanılarak takip edilmektedir. Atmosfere giren yüksek enerjili parçacıklar hava atomlarıyla etkileşime girer. Bunun sonucunda kendileri de başka parçacıklar oluşturan pion ve müon akıntıları doğar. İşlem, duş adı verilen bir parçacık konisi oluşana kadar devam eder. Bu tür parçacıkların hızı ışıktan (havada) daha yüksektir, bu yüzden parlarlar. Yöntem, gökyüzünün yüzlerce kilometrekarelik alanlarını izlemeyi mümkün kılıyor.

KOZMİK IŞINLAR, Uzaydan her yönden Dünya'ya gelen ve sürekli olarak atmosferini bombalayan yüksek enerjili yüklü parçacık akıntıları. Kozmik ışınların bileşimine protonlar hakimdir; ayrıca elektronlar, helyum çekirdekleri ve daha ağır olanlar da vardır. kimyasal elementler(Z ≈ 30 yüklü çekirdeklere kadar). Kozmik ışınlarda en çok sayıda çekirdek hidrojen ve helyum atomlarıdır (sırasıyla ≈85 ve ≈10%). Diğer çekirdeklerin payı küçüktür (≈%5'i geçmez). Kozmik ışınların küçük bir kısmı elektronlardan ve pozitronlardan oluşur (%1'den az). Sınırda kozmik radyasyon olayı Dünya atmosferi, ömrü 10-6 yıl veya daha fazla olan tüm kararlı yüklü parçacıkları ve çekirdekleri içerir. Esasen, yalnızca uzak astrofizik kaynaklarda hızlandırılan parçacıklara gerçek anlamda "birincil" kozmik ışınlar denilebilir ve "ikincil" parçacıklara, birincil kozmik ışınların yıldızlararası gazla etkileşimi sırasında oluşan parçacıklar denilebilir. Dolayısıyla yıldızlarda sentezlenen elektronlar, protonlar ve helyum çekirdeklerinin yanı sıra karbon, oksijen, demir vb. birincildir. Aksine lityum, berilyum ve borun çekirdekleri ikincil olarak değerlendirilmelidir. Antiprotonlar ve pozitronlar tamamen olmasa da kısmen ikincildir, ancak bunların birincil kökenli olabilecek kısmı şu anda araştırma konusudur.

Kozmik ışın araştırmasının tarihi

Başlangıçta. 20. yüzyıl Elektroskoplarla yapılan deneylerde ve iyonizasyon odaları bir tür delici radyasyonun neden olduğu, gazların sabit bir artık iyonizasyonu keşfedildi. Radyoaktif maddelerin radyasyonundan farklı olarak çevre nüfuz eden radyasyon kalın kurşun katmanları tarafından bile durdurulamadı. Tespit edilen delici radyasyonun dünya dışı doğası 1912'de belirlendi (W. Hess, Nobel Ödülü, 1936) balonlar üzerinde iyonizasyon odaları ile yapılan deneylerde. Dünya yüzeyinden uzaklaştıkça nüfuz eden radyasyonun neden olduğu iyonlaşmanın arttığı bulunmuştur. Dünya dışı kökeni nihayet R. Milliken 1923-26'da radyasyonun atmosfer tarafından emilmesi üzerine deneyler yaptı ("kozmik ışınlar" terimini icat eden oydu).

1940'lara kadar kozmik ışınların doğası. belirsiz kaldı. Bu süre zarfında, kozmik ışın araştırmasının nükleer yönü (nükleer fizik yönü) yoğun bir şekilde geliştirildi - kozmik ışınların madde ile etkileşimi, ikincil parçacıkların oluşumu ve bunların atmosferde emiliminin incelenmesi. Teleskoplar, sayaçlar, Wilson kameraları ve nükleer fotografik emülsiyonlar (balonlarla stratosfere yükseltilen) kullanılarak yürütülen bu çalışmalar, özellikle yeni temel parçacıkların keşfine yol açtı - pozitron (1932), müon(1936), π-meson (1947).

Coğrafi etkinin sistematik çalışmaları manyetik alan Birincil kozmik ışınların yoğunluğu ve varış yönü üzerine yapılan araştırmalar, kozmik ışın parçacıklarının büyük çoğunluğunun pozitif yüke sahip olduğunu gösterdi. Bu, kozmik ışınların doğu-batı asimetrisiyle ilişkilidir: Dünyanın manyetik alanındaki yüklü parçacıkların sapması nedeniyle, batıdan doğudan daha fazla parçacık gelir. Fotografik emülsiyonların kullanılması, birincil kozmik ışınların nükleer bileşiminin belirlenmesini mümkün kıldı (1948): demir dahil ağır kimyasal elementlerin çekirdeklerinin izleri keşfedildi. Kozmik ışınlardaki birincil elektronlar ilk kez 1961'de stratosferik ölçümlerde tespit edildi.

Sondan 1940'lar Kozmik ışınların kökeni ve zamansal değişimleri (kozmofiziksel yönü) ile ilgili sorunlar ön plana çıktı.

Kozmik ışınların özellikleri ve sınıflandırılması

Kozmik ışınlar, parçacıkları pratikte birbirleriyle etkileşime girmeyen, ancak yıldızlararası ve gezegenler arası ortamdaki madde ile nadir çarpışmalara maruz kalan ve kozmik manyetik alanlara maruz kalan, oldukça seyrekleştirilmiş göreceli gaza benzer. Kozmik ışın parçacıkları çok büyük kinetik enerjilere sahiptir (E kin ~ 10 21 eV'ye kadar). Dünya'nın yakınında, kozmik ışın akışının ezici çoğunluğu 10 6 eV ila 10 9 eV arasında enerjiye sahip parçacıklardan oluşur, ardından kozmik ışın akışı keskin bir şekilde zayıflar. Böylece, ~10 12 eV'lik bir enerjide, atmosfer sınırına 1 parçacık/(m 2 ∙s)'den fazla düşmez ve Ekin ~ 10 15 eV'de yalnızca 1 parçacık/(m 2 ∙yıl) düşer. Bu, yüksek ve ultra yüksek (aşırı) enerjilere sahip kozmik ışınların incelenmesinde bazı zorluklara neden olur. Dünya yakınındaki kozmik ışınların toplam akışı küçük olmasına rağmen (yalnızca yaklaşık 1 parçacık/(cm2 ∙s)), Galaksimiz içindeki enerji yoğunlukları (yaklaşık 1 eV/cm3), toplam elektromanyetik ışınımın enerji yoğunluğuyla karşılaştırılabilir. yıldızların radyasyonu, enerji termal hareket yıldızlararası gaz ve türbülanslı hareketlerinin kinetik enerjisinin yanı sıra Galaktik manyetik alanın enerji yoğunluğu. Buradan kozmik ışınların birçok astrofiziksel süreçte önemli bir rol oynaması gerektiği sonucu çıkıyor.

Diğer önemli özellik kozmik ışınlar – enerjilerinin termal olmayan kaynağı. Gerçekte, yıldızların iç kısımları için görünüşe göre maksimuma yakın olan ~10 9 K sıcaklıkta bile, parçacıkların termal hareketinin ortalama enerjisi ≈3∙10 5 eV'dir. Dünya'nın yakınında gözlemlenen kozmik ışın parçacıklarının çoğunluğu St. 10 8 eV. Bu, kozmik ışınların, plazma ve elektromanyetik doğanın belirli astrofiziksel süreçlerindeki hızlanma yoluyla enerji kazandığı anlamına gelir.

Kökenlerine göre kozmik ışınlar birkaç gruba ayrılabilir: 1) galaktik kökenli kozmik ışınlar (galaktik kozmik ışınlar); onların kaynağı, parçacıkların 10 × 18 eV düzeyindeki enerjilere hızlandırıldığı Galaksimizdir; 2) metagalaktik kökenli kozmik ışınlar (metagalaktik kozmik ışınlar); diğer galaksilerde oluşurlar ve en yüksek, ultra göreceli enerjilere sahiptirler (10 18 eV'nin üzerinde); 3) güneş kozmik ışınları; sırasında Güneş'in üzerinde veya yakınında üretilir. Güneş ışınları Ve koronal kitle atılımları; enerjileri 10 6 eV'den ışığa kadar değişir. 10 10 eV; 4) anormal kozmik ışınlar; içinde oluşur Güneş Sistemi heliosferin çevresinde; parçacık enerjileri 1–100 MeV/nükleondur.

Kozmik ışınların atomlarla etkileşimi sonucu oluşan lityum, berilyum ve bor çekirdeklerinin içeriğine göre yıldızlararası ortam yıldızlararası ortamda dolaşırken kozmik ışınların içinden geçtiği madde X miktarını belirlemek mümkündür. X değeri yaklaşık 5–10 g/cm2'dir. Kozmik ışınların yıldızlararası ortamdaki dolaşım süresi (veya yaşam süreleri) ve X'in değeri, X≈ ρvt ilişkisi ile ilişkilidir; burada ρ, ~10 - 24 g/cm3 tutarındaki yıldızlararası ortamın ortalama yoğunluğudur. , t kozmik ışınların bu ortamdaki dolaşım süresi, v – parçacık hızı. Ultrarelativistik kozmik ışınlar için v değerinin pratik olarak ışık hızı c'ye eşit olduğuna, dolayısıyla bunların ömrünün yaklaşık olduğuna inanılır. 3.10 8 yıl. Bu, ya kozmik ışınların Galaksiden ve halesinden salınmasıyla ya da yıldızlararası ortamın maddesiyle elastik olmayan etkileşimler nedeniyle bunların emilmesiyle belirlenir.

Dünya atmosferini istila eden birincil kozmik ışınlar, atmosferdeki en yaygın kimyasal elementlerin (azot ve oksijen) çekirdeklerini yok eder ve şu anda bilinen tüm temel parçacıkların, özellikle de protonlar, nötronlar gibi ikincil parçacıkların katıldığı kademeli bir sürece yol açar. , mezonlar, elektronlar, ayrıca γ-kuantum ve nötrinolar. Bir kozmik ışın parçacığının çarpışmadan önce atmosferde kat ettiği yolu, 1 cm2 kesitli bir sütunda bulunan gram cinsinden madde miktarıyla karakterize etmek, yani parçacıkların yolunu g cinsinden ifade etmek gelenekseldir. /cm2 atmosferik madde. Bu, başlangıç ​​yoğunluğu I 0 olan bir proton ışınının x (g/cm2) atmosferinden geçmesinden sonra, çarpışma yaşamayan protonların sayısının I = I 0 exp(–x /λ) değerine eşit olacağı anlamına gelir. , burada λ parçacığın ortalama yoludur. Birincil kozmik ışınların büyük kısmını oluşturan protonlar için havadaki λ aralığı ≈70 g/cm2'dir, helyum çekirdekleri için λ ≈25 g/cm2'dir, daha ağır çekirdekler için ise daha da azdır. Protonlar atmosferle ilk çarpışmalarını ortalama 20 km (x ≈70 g/cm2) yükseklikte yaşarlar. Deniz seviyesinde atmosferin kalınlığı 1030 g/cm2'ye eşdeğerdir, yani protonlar için yaklaşık 15 nükleer aralığa karşılık gelir. Buradan, bir birincil parçacık için çarpışma yaşamadan Dünya yüzeyine ulaşma olasılığının ihmal edilebilir olduğu sonucu çıkıyor. Bu nedenle Dünya yüzeyinde kozmik ışınlar yalnızca ikincil parçacıkların oluşturduğu zayıf iyonlaşma etkileriyle tespit edilir.

Dünya'ya yakın kozmik ışınlar

Galaktik ve metagalaktik kökenli kozmik ışınlar, 10 6'dan 10 21 eV'ye kadar yaklaşık 15 büyüklük sırasını kapsayan çok büyük bir enerji aralığını kaplar. Güneş kozmik ışınlarının enerjileri, özellikle güçlü güneş patlamaları sırasında, büyük değerler ancak enerjilerinin karakteristik değeri genellikle 10 9 eV'yi geçmez. Bu nedenle, kozmik ışınların galaktik ve güneş ışınlarına bölünmesi oldukça haklı çünkü güneş ve galaktik kozmik ışınların hem özellikleri hem de kaynakları tamamen farklı.

10 GeV/nükleonun altındaki enerjilerde, Dünya yakınında ölçülen galaktik kozmik ışınların yoğunluğu seviyeye bağlıdır. güneş aktivitesi(daha doğrusu, güneş döngüleri sırasında değişen gezegenler arası manyetik alandan). Yüksek enerji bölgesinde galaktik kozmik ışınların yoğunluğu zaman içinde neredeyse sabittir. Modern kavramlara göre, galaktik kozmik ışınların kendisi 10 17 ile 10 18 eV arasındaki enerji bölgesinde sonlanır. Son derece yüksek enerjilere sahip kozmik ışınların kökeni büyük olasılıkla Galaksi ile bağlantılı değildir.

Kozmik ışınların çeşitli bileşenlerinin spektrumlarını tanımlamanın dört yolu vardır. 1. Sertlik birimi başına parçacık sayısı. Kozmik manyetik alanlarda parçacıkların yayılması (ve muhtemelen hızlanması), Larmor yarıçapına r L veya Larmor yarıçapı ile manyetik alan indüksiyonunun B çarpımı olan R parçacığının manyetik sertliğine bağlıdır: R = r L B = pc /(Ze), burada p ve Z parçacığın momentumu ve yüküdür (elektron yükü birimi cinsinden), c ışığın hızıdır. 2. Nükleon başına birim enerji başına parçacık sayısı. Yıldızlararası gaz yoluyla yayılan çekirdeklerin parçalanması, nükleon başına enerjiye bağlıdır, çünkü çekirdek gazla etkileşim yoluyla yok edildiğinde miktarı yaklaşık olarak korunur. 3. Nükleon başına enerji birimi başına düşen nükleon sayısı. Atmosferde ikincil parçacıkların oluşumu, atmosfere gelen nükleonların serbest protonlar mı yoksa çekirdeklere bağlı mı olduğuna neredeyse bakılmaksızın, nükleon başına birim enerji başına nükleon yoğunluğuna bağlıdır. 4. Çekirdek başına birim enerji başına parçacık sayısı. Üzerinde deneyler yaygın atmosferik sağanak yağışlar Atmosferi kalorimetre olarak kullanan cihazlar genellikle parçacık başına toplam enerjiyle ilişkili bir miktarı ölçer. Parçacık I'in diferansiyel yoğunluğunun ölçüm birimleri (cm –2 s –1 sr –1 E –1) formuna sahiptir; burada E enerjisi yukarıda listelenen dört değişkenden birinin birimlerinde temsil edilir.

10±11 eV'nin üzerindeki enerji bölgesinde kozmik ışınların gözlemlenen diferansiyel enerji spektrumu Şekil 2'de gösterilmektedir. 1. Spektrum, çok geniş bir enerji aralığındaki bir güç yasasıyla tanımlanır - 10 11'den 10 20 eV'ye kadar ve yaklaşık eğimde hafif bir değişiklik. 3·10 15 eV (kıvrım, bazen "diz" olarak da adlandırılır) ve yakl. 10 19 eV (“ayak bileği”, ayak bileği). Kozmik ışınların ayak bileği üzerindeki integral akışı yaklaşık 1 parçacık/(km 2 ·yıl) kadardır.

Tablo 1. Güneş ve diğer yıldızlardaki galaktik ve güneş kozmik ışınlarındaki çeşitli çekirdeklerin bağıl içeriği (oksijen çekirdeklerinin içeriği 1,0 olarak alınmıştır)

Çekirdek	Güneş kozmik ışınları	Güneş	Yıldızlar	Galaktik kozmik ışınlar
1 saat	4600 *	1445	925	685
2 O	70 *	91	150	48
3Li	?	<10 – 5	<10 – 5	0,3
4 Ol – 5 B	0,02	<10 – 5	<10 – 5	0,8
6C	0,54 *	0,60	0,26	1,8
7N	0,20	0,10	0,20	<0,8
8 Ç	1,0	1,0	1,0	1,0
9F	<0,03	10 – 3	<10 – 4	<0,1
10 Ne	0,16 *	0,054	0,36	0,30
11 hayır	?	0,002	0,002	0,19
12 mg	0,18 *	0,05	0,04	0,32
13Al	?	0,002	0,004	0,06
14 Si	0,13 *	0,065	0,045	0,12
15P – 21Sc	0,06	0,032	0,024	0,13
16 S – 20 Ca	0,04 *	0,028	0,02	0,11
22 Ti – 28 Ni	0,02	0,006	0,033	0,28
26Fe	0,15 *	0,05	0,06	0,14

* 1–20 MeV/nükleon enerji aralığı için gözlem verileri, bu sütundaki geri kalan veriler ≥ 40 MeV/nükleon enerjilerini ifade eder. Tablodaki çoğu değerin hatası %10 ile %50 arasındadır.

Birkaç GeV ila 10 TeV veya biraz daha yüksek enerji aralığındaki birincil nükleonların yoğunluğu, yaklaşık olarak IN (E )≈1.8E –α nükleon/(cm2 ∙s∙sr∙GeV) formülüyle tanımlanabilir; burada E, nükleon başına enerji (durgun enerji dahil), α ≈ (γ + 1) = 2,7 – diferansiyel spektrum indeksi, γ – integral spektral indeks. TAMAM. Birincil nükleonların %79'u serbest protonlardır; Geriye kalan parçacıkların %70'i helyum çekirdeğine bağlı nükleonlardır. Birincil çekirdeklerin fraksiyonları (oranları), belirtilen enerji aralığında (muhtemelen küçük değişikliklerle) neredeyse sabittir. İncirde. Şekil 2, ≈400 MeV/nükleonun üzerindeki enerji bölgesindeki galaktik kozmik ışınların spektrumunu göstermektedir. Kozmik ışınların ana bileşenleri, güneş aktivite döngüsünün belirli bir dönemi için nükleon başına enerjinin bir fonksiyonu olarak sunulur. J(E) miktarı, enerjileri E ila E + δE aralığında olan ve birim katı açı başına birim zamanda yüzeye dik bir yönde birim yüzeyden geçen parçacıkların sayısını temsil eder.

Tablo 2. Galaktik kozmik ışınların yoğunluğu ve toplam enerji e≥ 2,5 GeV/nükleon, Dünya manyetosferinin dışında, minimum güneş aktivitesi ve diferansiyel spektrum parametrelerine yakın KA ve γ protonlar (H çekirdeği), α parçacıkları (He çekirdeği) ve çeşitli çekirdek grupları için

Çekirdek	Çekirdek şarjı Z	Yoğunluk BEN(Z) e≥ 2,5 GeV/nükleon, m –2 ∙s –1 ∙sr –1	Diferansiyel spektrum indeksi γ	Spektrum sabiti KA	Aralık e, GeV/nükleon
N	1	1300	2,4±0,1	4800	4,7–16
Olumsuz	2	88	2,5±0,2	360	2,5–800
Li, Be, B	3–5	1,9
C, N, O, F	6–9	5,6	2,6±0,1	25±5	2,4–8,0
Ne, Na, Mg, Al, Si, P, S, ...	≥10	2,5	2,6±0,15	12±2	2,4–8,0
Ca, Ti, Ni, Fe, ...	≥20	0,7

Galaktik ve güneş kozmik ışınlarının yanı sıra (karşılaştırma amacıyla) Güneş ve diğer yıldızlardaki çeşitli çekirdeklerin göreceli bolluğu, nispeten düşük enerjiler (1-20 MeV/nükleon) ve ≥ enerjiler bölgesi için Tablo 1'de verilmiştir. 40 MeV/nükleon. Tablo 2, yüksek enerjili galaktik kozmik ışın parçacıklarının (≈2,5 GeV/nükleon) yoğunluk verilerini özetlemektedir. Tablo 3, ≈10,6 GeV/nükleon enerjili kozmik ışın çekirdeklerinin dağılımını içermektedir.

Tablo 3. Göreli yaygınlık F 10,6 GeV/nükleon enerjili kozmik ışın çekirdekleri (oksijen çekirdeklerinin içeriği 1,0 olarak alınmıştır)

Çekirdek şarjı Z	Öğe	F
1	H	730
2	O	34
3–5	Li-B	0,4
6–8	C–O	2,2
9–10	F–Ne	0,3
11–12	Na-Mg	0,22
13–14	Al-Si	0,19
15–16	P–S	0,03
17–18	Cl-Ar	0,01
19–20	K-Ca	0,02
21–25	Sc-Mn	0,05
26–28	Fe-Ni	0,12

Kozmik ışınları inceleme yöntemleri

Kozmik ışın parçacıklarının enerjileri 10-15 kat farklı olduğundan, bunları incelemek için çok çeşitli yöntem ve araçların kullanılması gerekir (Şekil 3, sol). Bu durumda uydulara ve uzay roketlerine takılan ekipmanlar yaygın olarak kullanılmaktadır. Dünya atmosferinde ölçümler, yüzeyinde küçük balonlar ve büyük yüksek irtifa balonları kullanılarak, yer tabanlı kurulumlar kullanılarak gerçekleştirilir. Bazıları yüzlerce kilometrekarelik boyutlara ulaşıyor ve ya dağların yükseklerinde, ya yeraltının derinliklerinde ya da okyanusun büyük derinliklerinde yer alıyor; burada yalnızca müonlar gibi yüksek enerjili ikincil parçacıklar nüfuz edebiliyor (Şekil 3, sol). ). Dünya yüzeyindeki kozmik ışınların sürekli kaydı, standart nötron monitörleri ve müon teleskopları gibi kozmik ışınlardaki değişimleri incelemek için dünya çapındaki istasyon ağı tarafından 60 yıldan fazla bir süredir gerçekleştirilmektedir. Galaktik ve solar kozmik ışınlar hakkında değerli bilgiler, Baksan kompleksi gibi büyük tesislerde yapılan gözlemlerle sağlanmaktadır. yaygın atmosferik sağanak yağışlar .

Günümüzde kozmik ışınların araştırılmasında kullanılan başlıca dedektör türleri, fotoğraf emülsiyonları ve X-ışını filmleri, iyonizasyon odaları, gaz deşarj sayaçları, nötron sayaçları, Çerenkov ve sintilasyon sayaçları, katı hal yarı iletken dedektörleri, kıvılcım ve sapmadır. odalar.

Kozmik ışınlarla ilgili nükleer fizik çalışmaları, 1938'de keşfedilen (P. Auger) yoğun hava sağanaklarının kaydedilmesi için esas olarak geniş alanlı sayaçlar kullanılarak gerçekleştirilmektedir. Sağanak yağmurlar, enerjisi ≥ 10 15 eV olan tek bir birincil parçacığın istilasıyla oluşan çok sayıda ikincil parçacık içerir. Bu tür gözlemlerin temel amacı, yüksek enerjilerdeki temel nükleer etkileşim eyleminin özelliklerini incelemektir. Bununla birlikte, 10 15 –10 20 eV enerjilerdeki kozmik ışınların enerji spektrumu hakkında bilgi sağlarlar; bu, kozmik ışın ivmesinin kaynaklarının ve mekanizmalarının araştırılması için çok önemlidir.

Kapsamlı hava duşu yöntemleriyle incelenen E ≈10 · 20 eV'ye sahip parçacıkların akışı çok küçüktür. Örneğin, atmosferin sınırındaki 1 m2 başına, 1 milyon yılda yalnızca E ≈ 10 · 19 eV olan bir parçacık düşer. Bu kadar küçük akışları kaydetmek için, yeterli sayıda olayı makul bir sürede kaydedebilmek amacıyla üzerine dedektörler monte edilmiş geniş alanlara sahip olmak gerekir. 2016 yılı itibariyle, kapsamlı hava duşlarını kaydetmek için kullanılan dev tesislerde, çeşitli bilim insanı grupları, çeşitli tahminlere göre, maksimum enerjileri 3∙10 20 eV'ye kadar olan parçacıklar tarafından üretilen 10 ila 20 olay kaydetti.

Kozmofiziksel açıdan gözlemler, parçacıkların enerjisine bağlı olarak çok çeşitli yöntemler kullanılarak gerçekleştirilmektedir. 10 9 – 10 12 eV enerjili kozmik ışınların varyasyonları, dünya çapındaki nötron monitörleri, müon teleskopları ve diğer dedektörlerden oluşan bir ağdan alınan veriler kullanılarak incelenmektedir. Ancak atmosferik emilim nedeniyle yer bazlı kurulumlar enerji içeren parçacıklara karşı duyarsızdır.< 500 МэВ. Поэтому приборы для регистрации таких частиц поднимают на шарах-зондах в стратосферу до высот 30–35 км (рис. 3).

1-500 MeV enerjiye sahip kozmik ışınların akışının atmosfer dışı ölçümleri, jeofizik roketler, uydular ve diğer uzay araçları (uzay sondaları) kullanılarak gerçekleştirilir. Gezegenlerarası uzayda kozmik ışınların doğrudan gözlemlenmesi 1960'larda başladı. Dünya yörüngesinde (ekliptik düzlemin yakınında), 1994'ten beri Güneş'in kutupları üzerinde gerçekleştirilmektedir (Ulysses uzay aracı, "Ulysses") Uzay Araştırmaları Voyager 1 ve Voyager 2 ( 1977 yılında fırlatılan Voyager 2, halihazırda güneş sisteminin sınırlarına ulaşmıştı. Böylece, bu uzay aracından ilki 2004'te heliosferin sınırını geçti, ikincisi ise 2007'de. Bu sırasıyla 94 AU mesafelerde gerçekleşti. ve 84 a.u. güneşten. 2016 yılı itibarıyla her iki cihaz da Güneş Sisteminin içine daldığı yıldızlararası toz bulutu içinde hareket ediyor gibi görünüyor.

Kozmojenik izotopların yöntemi bir dizi değerli sonuç verdi. Kozmik ışınların meteorlar ve kozmik tozla, Ay'ın ve diğer gezegenlerin yüzeyiyle, Dünya'nın atmosferi veya maddesiyle etkileşimi sonucu oluşurlar. Kozmojenik izotoplar geçmiş kozmik ışın değişimleri ve güneş-yerküre bağlantıları hakkında bilgi taşır. Örneğin ağaç halkalarındaki radyokarbon 14C içeriğine göre ( radyokarbon tarihleme yöntemi) son birkaç bin yılda kozmik ışınların yoğunluğundaki değişiklikleri incelemek mümkündür. Göktaşlarında, ay toprağında ve derin deniz deniz çökeltilerinde bulunan diğer uzun ömürlü izotopları (10 Be, 26 Al, 53 Mn, vb.) kullanarak, kozmik ışınların yoğunluğundaki değişimlerin resmini Dünya üzerinde yeniden oluşturmak mümkündür. milyonlarca yıl geçti.

Uzay teknolojisinin ve radyokimyasal analiz yöntemlerinin gelişmesiyle birlikte kozmik ışınların özelliklerini maddedeki izleri (izleri) ile incelemek mümkün hale geldi. İzler, meteorlarda, ay maddesinde, uydulara maruz bırakılan ve Dünya'ya geri gönderilen özel hedef numunelerinde, uzayda çalışan astronotların kasklarında vb. kozmik ışın çekirdekleri tarafından oluşturulur. Kozmik ışınları iyonizasyon yoluyla incelemek için dolaylı bir yöntem de kullanılır. iyonosferin alt kısmında, özellikle kutup enlemlerinde bunların neden olduğu etkiler (örneğin, kısa radyo dalgalarının artan emiliminin etkisi). Kozmik ışınlar, iyonlaşma etkilerinin yanı sıra atmosferde nitrojen oksitlerin oluşmasına da neden oluyor. Yağışla (yağmur ve kar) birlikte oksitler Grönland ve Antarktika buzlarında uzun yıllar birikir ve birikir. Buz sütunlarındaki içeriklerine (sözde nitrat yöntemi) dayanarak, geçmişte (onlarca ve yüzlerce yıl önce) kozmik ışınların yoğunluğunu yargılamak mümkündür. Bu etkiler esas olarak güneş kozmik ışınlarının atmosfere girmesi sırasında önemlidir.

Kozmik ışınların kökeni

Kozmik ışınların yüksek izotropisinden dolayı, Dünya'ya yakın gözlemler onların nerede oluştuklarını ve Evrende nasıl dağıldıklarını belirlememize izin vermiyor. Radyo astronomisi, 10 7 – 10 9 Hz frekans aralığındaki kozmik sinkrotron ışınımının keşfiyle bağlantılı olarak bu soruları ilk kez yanıtladı. Bu radyasyon, Galaksinin manyetik alanlarında hareket ettiklerinde çok yüksek enerjiye (10 9 –10 10 eV) sahip elektronlar tarafından yaratılır. Kozmik ışınların bileşenlerinden biri olan bu tür elektronlar, Galaksinin tamamını kapsayan geniş bir bölgeyi kaplar ve galaktik hale olarak adlandırılır. Yıldızlararası manyetik alanlarda elektronlar diğer yüksek enerjili yüklü parçacıklar (protonlar ve daha ağır çekirdekler) gibi hareket eder. Tek fark, elektronların, düşük kütleleri nedeniyle, daha ağır parçacıkların aksine, yoğun bir şekilde radyo dalgaları yaymaları ve dolayısıyla kozmik ışınların bir göstergesi olarak kendilerini Galaksinin uzak kısımlarında bulmalarıdır.

1966'da G. T. Zatsepin ve V. A. Kuzmin (SSCB) ve K. Greisen (ABD), 3·10 19 eV'nin üzerindeki enerjilerdeki kozmik ışınların spektrumunun, yüksek enerjili parçacıkların etkileşimi nedeniyle "kesilmesi" (keskin bir şekilde bükülmesi) gerektiğini öne sürdüler. kozmik mikrodalga arka plan radyasyonu (GZK etkisi olarak adlandırılır) ile. E ≈10 · 20 eV enerjili çeşitli olayların kaydı, bu parçacıkların kaynaklarının bizden 50 Mpc'den fazla olmayan bir mesafede olduğunu varsayarsak açıklanabilir. Bu durumda, parçacığın kaynaktan gözlemciye giden yolundaki az sayıdaki foton nedeniyle kozmik ışınların CMB fotonlarıyla pratikte hiçbir etkileşimi meydana gelmez. Büyük uluslararası “Auger Projesi” çerçevesinde 2007 yılında elde edilen ilk (ön) veriler, görünüşe göre ilk kez, E > 3·10 19 eV'de GZK etkisinin varlığını göstermektedir. Bu da, enerjileri 10 20 eV'nin üzerinde olan kozmik ışınların metagalaktik kökeninin lehine bir argümandır; bu, GZK etkisi nedeniyle spektrum kesintisinden önemli ölçüde daha yüksektir. GZK paradoksunu çözmek için çeşitli fikirler önerildi. Hipotezlerden biri, nötr ve yüklü π-mezonların 10 19 eV'nin üzerindeki enerjilerde kararlı parçacıklar olabileceği ve birincil kozmik ışınların parçası olabileceği ultra yüksek enerjilerde Lorentz değişmezliğinin olası ihlali ile ilgilidir.

Başlangıçta. 1970'ler Uzay aracında gerçekleştirilen düşük enerjili galaktik kozmik ışınların incelenmesi, kozmik ışınların anormal bir bileşeninin keşfedilmesine yol açtı. Tamamen iyonize olmamış He, C, N, O, Ne ve Ar atomlarından oluşur. Bu anormallik, birkaç birimden birkaç on MeV/nükleona kadar olan enerji aralığında parçacıkların spektrumunun galaktik kozmik ışınların spektrumundan önemli ölçüde farklı olmasıyla ortaya çıkmaktadır (Şekil 4). Parçacık akışında bir artış gözlenir; bunun helyomagnetosferin sınırındaki şok dalgası üzerindeki iyonların hızlanması ve ardından bu parçacıkların heliosferin iç bölgelerine yayılmasıyla ilişkili olduğuna inanılır. Ek olarak, anormal kozmik ışın elementlerinin bolluğu, galaktik kozmik ışınlara karşılık gelen değerlerden önemli ölçüde farklıdır.

Öte yandan, Voyager 1 uzay aracından elde edilen Haziran 2008 verilerine göre, nispeten düşük enerjili kozmik ışınların akışında bir artış kaydedildi (birimler - onlarca MeV, Şekil 5). Kozmik ışınlarla ilgili doğrudan yıldızlararası ortamdan elde edilen bu ilk bilgi, kozmik ışınların anormal bileşeninin kaynakları ve doğası (üretim mekanizmaları) hakkında yeni soruları gündeme getiriyor.

Kozmik ışın ivmesinin mekanizmaları

Kozmik parçacıkların gözlemlendikleri tüm enerji aralığı için hızlanmasına ilişkin tam bir teori henüz oluşturulmamıştır. Galaktik kozmik ışınlarla ilgili olarak bile yalnızca en temel gerçekleri açıklayan modeller önerilmiştir. Bunlar, her şeyden önce kozmik ışınların enerji yoğunluğunu (≈ 1 eV/cm3) ve ayrıca ≈ 3 10 enerjisine kadar herhangi bir keskin değişikliğe uğramayan enerji spektrumunun güç yasası formunu içerir. 15 eV, burada tüm parçacıkların diferansiyel spektrum indeksi –2,7'den –3,1'e değişir.

Patlamalar artık galaktik kozmik ışınların ana kaynağı olarak kabul ediliyor. süpernova. Kozmik ışınlar üreten kaynakların enerji gücü gereksinimleri çok yüksektir (kozmik ışınların üretme gücü 3·10 · 33 W düzeyinde olmalıdır), dolayısıyla Galaksideki sıradan yıldızlar bunları karşılayamaz. Ancak böyle bir güç süpernova patlamalarından elde edilebilir (V.L. Ginzburg, S.I. Syrovatsky, 1963). Bir patlama sırasında yaklaşık 10 44 J'lik bir enerji açığa çıkarsa ve patlamalar 30-100 yılda 1 kez meydana gelirse, toplam güçleri yaklaşık 10 35 W olur ve bir süpernovanın enerjisinin yalnızca yüzde birkaçı kadardır. patlama kozmik ışınların gerekli gücünü sağlamaya yeterlidir.

Ancak aynı zamanda galaktik kozmik ışınların gözlemlenen spektrumunun oluşumuyla ilgili soru da varlığını sürdürüyor. Sorun, mıknatıslanmış plazmanın (süpernovanın genişleyen kabuğu) makroskobik enerjisinin, termal olandan önemli ölçüde farklı bir enerji dağılımı sağlayacak şekilde bireysel yüklü parçacıklara aktarılması gerektiğidir. Galaktik kozmik ışınların 10.15 eV (ve muhtemelen daha yüksek) düzeyinde bir enerjiye hızlandırılmasının en olası mekanizması aşağıdaki gibi görünmektedir. Patlama sırasında fırlatılan merminin hareketi, çevredeki yıldızlararası ortamda bir şok dalgası oluşturur (Şekil 6). Hızlanma sürecinde yakalanan yüklü parçacıkların difüzyon yayılımı, bunların tekrar tekrar şok dalgasının önünden geçmesine olanak tanır (G. F. Krymsky, 1977). Birbirini takip eden her kesişme çifti, parçacığın enerjisini halihazırda elde edilen enerjiyle orantılı olarak artırır (E. Fermi, 1949 tarafından önerilen mekanizma), bu da parçacıkların hızlanmasına yol açar. Şok dalgası cephesinin kesişme sayısı arttıkça ivme bölgesinden çıkma olasılığı da artar, böylece enerji arttıkça bir güç yasasına göre parçacık sayısı yaklaşık olarak azalır ve ivmenin çok etkili olduğu ortaya çıkar. ve hızlandırılmış parçacıkların spektrumu çok zordur: µE –2.

Belirli model varsayımları altında, önerilen şema maksimum enerji değerini E max ~ 10 17 Z eV verir; burada Z, hızlandırılmış çekirdeğin yüküdür. Ulaşılabilir maksimum enerjiye kadar hesaplanan kozmik ışın spektrumunun çok zor olduğu ortaya çıkıyor (μE –2). Teorik (-2) ve deneysel (-2,7) spektrum indeksleri arasındaki farkı telafi etmek için kozmik ışın yayılımı sırasında spektrumda önemli bir yumuşama gereklidir. Bu tür bir azaltma, parçacıklar kaynaklardan Dünya'ya doğru hareket ederken difüzyon katsayısının enerjiye bağımlılığı nedeniyle başarılabilir.

Diğer ivme mekanizmaları arasında, özellikle güçlü bir manyetik alanla (~10 12 G) bir nötron yıldızının dönüşü sırasında duran bir şok dalgası üzerindeki ivme tartışılmaktadır. Parçacıkların maksimum enerjisi (10 17 –10 18) Z eV'ye ulaşabilir ve etkin hızlanma süresi 10 yıl olabilir. Galaktik çarpışmalar sırasında oluşan şok dalgalarında da parçacık ivmesi mümkündür. Böyle bir olay yaklaşık 5·10 8 yılda 1 kez meydana gelebilir; bu durumda elde edilebilecek maksimum enerji 3·10 · 19 Z eV olarak tahmin edilmektedir. Aktif galaktik çekirdeklerin ürettiği jetlerdeki şok dalgalarının hızlanma süreci de benzer bir değerlendirmeye yol açıyor. Yaklaşık olarak aynı tahminler, galaksi kümelerinde madde birikmesinin neden olduğu şok dalgalarının ivmesini dikkate alan modeller tarafından da verilmektedir. En yüksek tahminler (10 21 eV düzeyindeki enerjilere kadar), gama ışını patlamalarının kozmolojik kökenine ilişkin model çerçevesinde elde edilebilir. Geleneksel parçacık hızlandırmasının hiç gerekli olmadığı egzotik senaryolar da tartışılmaktadır. Bu tür senaryolarda kozmik ışınlar sözde bozunum veya yok oluştan ortaya çıkar. Evrenin genişlemesinin ilk anlarında ortaya çıkan topolojik kusurlar (kozmik sicimler, tek kutuplar vb.).

Sorunlar ve beklentiler

Kozmik ışınların incelenmesi, uzayın çeşitli bölgelerindeki elektromanyetik alanlar hakkında değerli bilgiler sağlar. Kozmik ışın parçacıkları tarafından Dünya'ya giderken "kaydedilen" ve "aktarılan" bilgiler, kozmik ışın varyasyonlarının incelenmesinde deşifre edilir - yıldızlararası uzaydaki dinamik, elektromanyetik ve plazma süreçlerinin etkisi altında kozmik ışın akışındaki uzay-zamansal değişiklikler. heliosfer (akışta Güneş rüzgarı) ve Dünya'nın yakınında (Dünya'nın manyetosferi ve atmosferinde).

Öte yandan, yüksek enerjili parçacıkların doğal kaynağı olan kozmik ışınlar, maddenin yapısının ve temel parçacıklar arasındaki etkileşimlerin incelenmesinde vazgeçilmez bir rol oynamaktadır. Bireysel kozmik ışın parçacıklarının enerjileri o kadar yüksektir ki, en güçlü laboratuvar hızlandırıcıları tarafından hızlandırılan parçacıklarla karşılaştırıldığında uzun süre rekabet dışı kalacaklardır. Bu nedenle, modern yer tabanlı hızlandırıcıların çoğunda elde edilen parçacıkların (protonların) maksimum enerjisi genellikle 10 12 eV'yi aşmaz. Yalnızca 3 Haziran 2015'te CERN'deki Büyük Hadron Çarpıştırıcısında protonları 1,3∙10 · 13 eV (tasarlanmış maksimum enerji 1,4∙10 · 13 eV) enerjilerine hızlandırmak ilk kez mümkün oldu.

Çeşitli kozmik ölçeklerde (Galaksi, Güneş, Dünyanın manyetosferi, vb.) yapılan gözlemler, yeterince yoğun homojen olmayan hareketlerin ve manyetik alanların olduğu her yerde kozmik plazmada parçacık ivmesinin meydana geldiğini göstermektedir. Bununla birlikte, çok sayıda ve çok yüksek enerjilere sahip parçacıklar, yalnızca plazmaya çok büyük kinetik enerjinin verildiği yerde hızlandırılabilir. Süpernova patlamaları, radyo galaksilerinin ve kuasarların faaliyetleri gibi görkemli kozmik süreçlerde olan tam olarak budur.

Geçtiğimiz on yıllarda bu tür süreçlerin anlaşılmasında önemli ilerlemeler kaydedildi, ancak hala birçok soru var. Bilgi kalitesinin (veri istatistikleri) kozmik ışınların kaynakları ve hızlanma mekanizmaları hakkında net sonuçlar çıkarmamıza hala izin vermediği yüksek ve aşırı yüksek enerjiler bölgesinde durum özellikle akut olmaya devam ediyor. Büyük Hadron Çarpıştırıcısındaki deneylerin, ~10±17 eV enerjilere kadar hadronik etkileşimler hakkında bilgi sağlayacağı ve hadronik etkileşimlerin fenomenolojik modellerini ultra yüksek enerji bölgesine ekstrapolasyon yaparken ortaya çıkan mevcut belirsizliği önemli ölçüde azaltacağı umulabilir. Yeni nesil kapsamlı hava duşu tesisleri, galaktik kozmik ışınlardan galaksi dışı kökenli kozmik ışınlara geçişin meydana geldiği 10 17 – 10 19 eV enerji bölgesindeki kozmik ışınların enerji spektrumu ve bileşimi hakkında hassas çalışmalar sağlamalıdır.

Kozmik ışınların astrofiziksel süreçlerdeki büyük rolünün yanı sıra, Dünya'nın uzak geçmişini (iklim değişiklikleri, biyosferin evrimi vb.) incelemek ve bazı pratik sorunları çözmek (örneğin, izleme) için önemleri önemlidir. ve tahmin uzay havası ve astronotların radyasyon güvenliğinin sağlanması).

Başlangıçta. 21'inci yüzyıl Kozmik ışınların atmosferik ve iklimsel süreçlerdeki olası rolü giderek daha fazla ilgi çekmektedir. Kozmik ışınların enerji yoğunluğu, çeşitli atmosferik süreçlerin muazzam enerjileriyle karşılaştırıldığında küçük olmasına rağmen, bazılarında kozmik ışınların belirleyici bir rol oynadığı görülmektedir. Dünya atmosferinde 30 km'nin altındaki rakımlarda kozmik ışınlar iyon oluşumunun ana kaynağı olarak görev yapar. Yoğuşma süreçleri ve su damlacıklarının oluşumu büyük ölçüde iyon yoğunluğuna bağlıdır. Böylece, güneş patlamalarının gezegenler arası uzayda neden olduğu güneş rüzgarı bozukluklarının olduğu bölgede galaktik kozmik ışınların yoğunluğunun azalması sırasında (Forbush etkisi olarak adlandırılır), bulutluluk ve yağış seviyeleri azalır. Güneş patlamaları ve güneş kozmik ışınlarının Dünya'ya ulaşmasından sonra bulutluluk miktarı ve yağış miktarı artıyor. Hem birinci hem de ikinci durumdaki bu değişiklikler en az %10'dur. Güneş'ten gelen büyük hızlandırılmış parçacık akışlarının Dünya'nın kutup bölgelerini istila etmesinden sonra, atmosferin üst katmanlarında sıcaklıkta bir değişiklik gözlenir. Kozmik ışınlar fırtına elektriğinin oluşumunda da aktif olarak rol oynar. Başlangıçta. 21'inci yüzyıl Kozmik ışınların ozon konsantrasyonu ve atmosferdeki diğer süreçler üzerindeki etkisi yoğun bir şekilde araştırılmaktadır.

Tüm bu etkiler daha genel bir sorun çerçevesinde detaylı olarak incelenmektedir. güneş-karasal bağlantılar. Bu bağlantıların mekanizmalarının geliştirilmesi özellikle ilgi çekicidir. Özellikle bu, dengesiz bir sistem üzerindeki enerjik olarak zayıf bir birincil etkinin, örneğin güçlü bir siklonun gelişmesine bağlı olarak ikincil etkilerde çoklu bir artışa yol açtığı tetikleme mekanizması için geçerlidir.

Kozmik ışınlara genellikle, uzaydan Dünya'ya düşen yüksek enerjili atom çekirdeklerinin, esas olarak protonların ve bunların şu anda bilinen tüm temel parçacıkların bulunduğu Dünya atmosferinde ürettikleri ikincil radyasyonun bir dizi akışı denir.

§ 54. KOZMİK IŞINLARIN KEŞFİ

Kozmik ışınlarla ilgili araştırmalar bu yüzyılın başlarında elektroskoplardan sürekli yük sızıntısının nedeninin araştırılmasıyla bağlantılı olarak başladı. Hermetik olarak kapatılmış elektroskop, en mükemmel yalıtımla bile deşarj olur.

1910-1925'te. Balonlarda ve yeraltında yapılan çeşitli deneyler, bunun nedeninin, Dünya dışında bir yerden kaynaklanan ve atmosfere girdikçe yoğunluğu azalan, güçlü bir şekilde nüfuz eden radyasyon olduğunu göstermiştir. İyonizasyon odasındaki havanın iyonlaşmasına ve buna bağlı olarak elektroskopların boşalmasına neden olur. Millikan bu radyasyon akışına kozmik ışınlar adını verdi.

Daha sonraki deneylerde, gözlem yüksekliğine bağlı olarak kozmik radyasyonun yoğunluğunda (parçacık akı yoğunluğu) bir değişiklik tespit edildi (Şekil 105).

Pirinç. 105. Kozmik parçacıkların sayısının göreceli birimlerdeki yüksekliğe bağımlılığı)

Kozmik ışınların yoğunluğu, deniz seviyesinden yaklaşık yüksekliğe kadar nispeten hızlı bir şekilde artar, daha sonra büyüme hızı artar.

yavaşlar ve yükseklikte yoğunluk maksimum değerine ulaşır. Yüksek irtifalara çıkıldığında azalma gözlenir ve irtifadan itibaren kozmik ışınların yoğunluğu sabit kalır. Yapılan çok sayıda deney sonucunda kozmik ışınların Dünya yüzeyine her yönden eşit bir şekilde ulaştığı ve Evrende kozmik ışınların kaynağı denilebilecek bir yerin bulunmadığı tespit edilmiştir.

Kozmik ışınların incelenmesinde temel olarak önemli birçok keşif yapılmıştır. Böylece, 1932'de Anderson, Dirac'ın teorisinin öngördüğü şekilde kozmik ışınlarda bir pozitron keşfetti. 1937'de Anderson ve Niedermayer -mezonları keşfettiler ve bozunma türlerini belirlediler. 1947'de Powell, Yukawa'nın teorisine göre nükleer kuvvetleri açıklamak için gerekli olan -mezonları keşfetti. 1955 yılında, kozmik ışınlarda K-mezonların varlığı ve ayrıca proton hiperonlarının kütlesini aşan bir kütleye sahip ağır nötr parçacıkların varlığı tespit edildi. Kozmik ışınlarla ilgili araştırmalar tuhaflık adı verilen bir kuantum özelliğinin ortaya çıkmasına yol açtı. Kozmik ışınlarla yapılan deneyler aynı zamanda paritenin korunmaması olasılığı sorusunu da gündeme getirdi. Tek bir çarpışma olayında çoklu parçacık oluşumu süreçleri ilk kez kozmik ışınlarda keşfedildi.

Son yıllarda yapılan araştırmalar, yüksek enerjili nükleonların çekirdeklerle etkileşimi için etkili kesitin belirlenmesini mümkün kılmıştır. Kozmik ışınlar, enerjileri 100'e varan parçacıklar içerdiğinden, bu kadar yüksek enerjiye sahip parçacıkların etkileşimi hakkında tek bilgi kaynağı kozmik ışınlardır.

Kozmik ışınların araştırılmasında roketlerin ve yapay uyduların kullanılması yeni keşiflere yol açtı; Dünya'nın radyasyon kuşaklarının keşfi. Dünya atmosferinin ötesindeki birincil kozmik radyasyonu inceleme yeteneği, galaktik ve galaksiler arası uzayı incelemek için yeni yöntemler yarattı. Böylece, jeofizik alanından nükleer fizik ve temel parçacık fiziği alanına geçen kozmik ışın çalışmaları, artık mikrokozmosun yapısının incelenmesini astrofizik problemleriyle yakından birleştiriyor.

Enerjileri onlarca olan hızlandırıcıların yaratılmasıyla bağlantılı olarak, kozmik ışın fiziğindeki nükleer yönün ağırlık merkezi, nükleer etkileşimlerin, nükleonların ve diğer temel parçacıkların yapısı üzerine çalışmaların yapıldığı ultra yüksek enerjiler bölgesine taşınmıştır. devam etmek. Ek olarak, bağımsız bir yön ortaya çıktı - kozmik ışınların jeofizik ve astrofiziksel açıdan incelenmesi. Buradaki araştırmanın konusu: Dünya'ya yakın birincil kozmik ışınlar (kimyasal bileşim, enerji spektrumu, uzaysal dağılım); Güneş ışınları (oluşumları, Dünya'ya hareketleri ve Dünya üzerindeki etkileri)

iyonosfer); gezegenler arası ve yıldızlararası ortamın ve manyetik alanların kozmik ışınlar üzerindeki etkisi; Dünya'ya ve diğer gezegenlere yakın radyasyon kuşakları; kozmik ışınların kökeni. Bu sorunları incelemenin en önemli yolu, Dünya'da ve yakınında gözlemlenen kozmik ışınların akışındaki çeşitli değişikliklerin ayrıntılı bir şekilde incelenmesidir.

K.l. Parçacıkları pratik olarak birbirleriyle etkileşime girmeyen, ancak yıldızlararası ve gezegenler arası ortamlar ve kozmik etkisi ile nadir çarpışmalar yaşayan, oldukça nadirleştirilmiş göreceli bir gaza benzer. mag. alanlar. K.l.'nin bir parçası olarak. protonlar baskındır; ayrıca elektronlar, helyum çekirdekleri ve daha ağır elementler (30'lu elementlerin çekirdeklerine kadar) vardır. Elektronlar K. l. protonlardan yüzlerce kat daha az (aynı enerji aralığında). K.l.'nin parçacıkları. çok büyük kinetikleri var. enerjiler (eV'ye kadar). Her ne kadar toplam K. l. Dünya'nın yakınında küçük olduğundan [yalnızca 1 parçacık/(cm 2 s)], enerji yoğunlukları (yaklaşık 1 eV/cm 3) (Galaksimiz içinde) toplam elektrik manyetik alanının enerji yoğunluğuyla karşılaştırılabilir. yıldızlardan gelen radyasyon, yıldızlararası gazın termal hareketinin enerjisi ve kinetik. türbülanslı hareketlerinin enerjisinin yanı sıra Galaksinin manyetik alanının enerji yoğunluğu. Şunu takip ediyor: K.l. yıldızlararası uzayda meydana gelen süreçlerde büyük bir rol oynamalıdır.

Dr. K. l.'nin önemli bir özelliği. - enerjilerinin termal olmayan kaynağı. Gerçekte, yıldız iç mekanları için görünüşe göre maksimuma yakın olan ~ 10 9 K sıcaklıkta bile parçacıkların termal hareketinin ortalama enerjisi eV'dir. Temel Dünya'nın yakınında gözlemlenen aynı sayıda kozmik ışın parçacığının enerjileri 10 8 eV ve daha yüksektir. Bu, K. l. Belirli astrofizikte enerji elde edin. el.-mag.'yi işler. ve plazma doğası.

K. l. elektromanyetik hakkında değerli bilgiler sağlar uzayın çeşitli alanlarındaki alanlar. Kozmik parçacıklar tarafından “kaydedilen” ve “aktarılan” bilgiler. Dünya'ya giderken, çalışma sırasında deşifre edildi - kozmik l akışındaki uzay-zamansal değişiklikler. dinamik el.-magn'ın etkisi altında. ve yıldızlararası ve Dünya'ya yakın uzaydaki plazma süreçleri.

Öte yandan yüksek enerjili parçacıkların doğal kaynağı olan K. l. Maddenin yapısının ve temel parçacıklar arasındaki etkileşimlerin incelenmesinde yeri doldurulamaz bir rol oynar. Kozmik l'in bireysel parçacıklarının enerjileri. o kadar büyüktür ki, en güçlü laboratuvar hızlandırıcıları tarafından hızlandırılan (~ 10 12 eV enerjiye kadar) parçacıklarla karşılaştırıldığında uzun süre rekabet dışı kalacaklardır.

2. Kozmik ışınları inceleme yöntemleri

Dünya atmosferini istila eden birincil kozmik ışınlar. atmosferdeki en yaygın elementlerin (nitrojen ve oksijen) çekirdeklerini yok eder ve şu anda bilinen tüm temel parçacıkların katıldığı kademeli bir sürece yol açar (Şekil 1). Kozmik bir parçacığın kat ettiği yolu karakterize etmek gelenekseldir. çarpışmadan önceki atmosferde, 1 cm2 kesitli bir sütunda bulunan gram cinsinden madde miktarı, yani. atmosferik maddenin parçacık aralığını g/cm2 cinsinden ifade eder. Bu, atmosferden geçtikten sonra anlamına gelir. X(g/cm2 cinsinden) başlangıç ​​yoğunluğuna sahip bir proton ışınında BEN 0 çarpışma yaşamayan protonların sayısı eşit olacaktır, burada - avg. parçacık yolu. Birincil kozmik ışınların çoğunluğunu oluşturan protonlar için havada yaklaşık 70 g/cm2'dir; helyum çekirdekleri için 25 g/cm2, daha ağır çekirdekler için daha da az. Protonlar atmosferik parçacıklarla ilk çarpışmasını (70 g/cm2) ortalama 20 km yükseklikte yaşarlar. Deniz seviyesinde atmosferin kalınlığı 1030 g/cm2'ye eşdeğerdir. protonlar için yaklaşık 15 nükleer aralığa karşılık gelir. Buradan, bir birincil parçacık için çarpışma yaşamadan Dünya yüzeyine ulaşma olasılığının ihmal edilebilir olduğu sonucu çıkıyor. Bu nedenle Dünya yüzeyinde K. l. yalnızca ikincil parçacıkların yarattığı zayıf iyonizasyon etkileriyle tespit edilir.

20. yüzyılın başında. Elektroskop ve iyonizasyon deneylerinde. Kameralar, oldukça nüfuz edici radyasyonun neden olduğu gazlarda sürekli iyonlaşma tespit etti. Çevresel radyoaktif maddelerden kaynaklanan radyasyonun aksine, nüfuz eden radyasyon kalın kurşun katmanları tarafından bile durdurulamıyordu. Tespit edilen delici radyasyonun dünya dışı doğası 1912-14'te belirlendi. Avusturya fizikçi W. Hess, Alman. bilim adamı W. Kolhurster ve iyonlaşmadan doğan diğer fizikçiler. balon kameraları. Örneğin, Dünya yüzeyinden uzaklaştıkça kozmik ışınların neden olduğu iyonizasyonun arttığı bulunmuştur. 4800 m yükseklikte - dört kez, 8400 m yükseklikte - 10 kez. K. l.'nin dünya dışı kökeni. nihayet 1923-26'da gerçekleştiren R. Milliken (ABD) tarafından kanıtlandı. K.l.'nin emilimini incelemek için bir dizi deney. atmosfer (“Kl.” terimini icat eden oydu).

Doğa K. l. 40'lı yaşlara kadar. belirsiz kaldı. Bu süre zarfında, kozmik ışınların etkileşiminin incelenmesi olan nükleer alan yoğun bir şekilde gelişti. madde ile ikincil parçacıkların oluşumu ve bunların atmosferde emilmesi. Karşıt teleskoplar, bulut odaları ve nükleer fotografik emülsiyonlar (sondaj balonları üzerinde stratosfere doğru yükseltilen) kullanılarak yürütülen bu çalışmalar, özellikle yeni temel parçacıkların (pozitron (1932), müon (1937), pi) keşfedilmesine yol açtı. -mezonlar (1947).

Sistematik jeomanyetik etkisi üzerine araştırma Birincil kozmik ışınların yoğunluğu ve varış yönüne ilişkin alanlar. K.l parçacıklarının büyük çoğunluğunun olduğunu gösterdi. olumlu bir etkisi var şarj. Kozmik ışınların doğu-batı asimetrisi bununla bağlantılıdır: yüklü parçacıkların manyetik alanda sapması nedeniyle. Dünya'nın alanına göre batıdan doğuya göre daha fazla parçacık geliyor.

Fotografik emülsiyonların kullanılması, 1948'de birincil kozmik ışınların nükleer bileşiminin oluşturulmasını mümkün kıldı: demir de dahil olmak üzere ağır elementlerin çekirdeklerinin izleri keşfedildi (kozmik ışınlardaki birincil elektronlar ilk olarak yalnızca 1961'de stratosferik ölçümlerde kaydedildi). 40'ların sonlarından beri. Kozmosun kökeni ve geçici değişimleri ile ilgili sorunlar yavaş yavaş ön plana çıktı. (kozmofiziksel yön).

Nükleer Fiz. araştırma K.l. esas olarak sözde kayıt için tasarlanmış geniş alan ölçüm kurulumları kullanılarak gerçekleştirilir. eV enerjili bir birincil parçacığın istilası sırasında oluşan ikincil parçacıkların geniş atmosferik sağanakları. Temel Bu tür gözlemlerin amacı, yüksek enerjilerdeki temel nükleer etkileşim eyleminin özelliklerini incelemektir. Bununla birlikte enerji konusunda da bilgi veriyorlar. K.l.'nin spektrumu. kozmik ışınların hızlanma kaynaklarını ve mekanizmalarını aramak için çok önemli olan eV'de.

K.l.'nin gözlemleri. kozmofizikte parçacıkların enerjisine bağlı olarak çok çeşitli yöntemlerle gerçekleştirilir. K. l.'nin varyasyonları. eV'ler, dünya çapındaki nötron monitörleri (kozmik ışınların nötron bileşeni), karşı teleskoplar (kozmik ışınların müon bileşeni) ve diğer dedektörlerden oluşan bir ağdan alınan veriler kullanılarak incelenmektedir. Ancak yer tabanlı kurulumlar, atmosferik emilim nedeniyle MeV parçacıklarına karşı duyarsızdır. Bu nedenle, bu tür parçacıkları kaydetmeye yönelik aletler, sondaj balonları üzerinde stratosfere 30-35 km yüksekliğe kadar yükseltilir.

Kozmik akışın atmosfer dışı ölçümleri. 1-500 MeV jeofizik kullanılarak gerçekleştirilir. roketler, uydular ve diğer uzay araçları. K. l.'nin doğrudan gözlemleri. gezegenler arası uzayda şimdiye kadar sadece ekliptik düzlemin yakınında ~ 10 AU mesafeye kadar gerçekleştirildi. örneğin Güneş'ten.

Kozmojenik izotopların yöntemi bir dizi değerli sonuç verdi. K. l.'nin etkileşimi sırasında oluşurlar. meteorlar ve uzay ile toz, Ay'ın ve diğer gezegenlerin yüzeyi, Dünya'nın atmosferi veya maddesi ile. Kozmojenik izotoplar kozmik ışınlardaki değişimler hakkında bilgi taşır. geçmişte ve hakkında. Ağaç halkalarındaki radyokarbon 14C içeriğine dayanarak, örneğin kozmik radyasyonun yoğunluğundaki değişiklikleri incelemek mümkündür. birkaç süreç boyunca son bin yıl. Göktaşlarında, ay toprağında ve derin deniz çökeltilerinde bulunan diğer uzun ömürlü izotopları (10 Be, 26 Al, 53 Mn, vb.) kullanarak kozmik ışınların yoğunluğundaki değişikliklerin resmini yeniden oluşturmak mümkündür. milyonlarca yıldır.

Uzay teknolojisinin gelişmesiyle birlikte. teknoloji ve radyo kimyası. analiz yöntemleri K. l.'nin özelliklerini incelemeyi mümkün kıldı. kozmik ışınların çekirdeklerinin yarattığı izler (izler) boyunca. meteorlarda, özellikle ay maddesinde. uydularda sergilenen ve Dünya'ya dönen hedef örnekleri, uzayda çalışan astronotların kasklarında vb. K. l'yi incelemek için dolaylı bir yöntem de kullanılır. İyonosferin alt kısmında, özellikle kutup enlemlerinde neden oldukları iyonlaşma etkileriyle. Bu etkiler önemlidir. varış. Güneş kozmik ışınları dünya atmosferini istila ettiğinde.

3. Dünya'ya Yakın Kozmik Işınlar

Masa 1. Kozmik ışınlarda, Güneşte ve yıldızlarda çekirdeklerin göreceli bolluğu (ortalama olarak)

Öğe	Solar K.l.	Güneş (fotosfer)	Yıldızlar	Galaktik K.l.
1 saat	4600*	1445	925	685
2 O (-parçacık)	70*	91	150	48
3Li	?			0,3
4 Be- 5B	0,02			0,8
6C	0,54*	0,6	0,26	1,8
7N	0,20	0,1	0,20	0,8
8 O**	1,0*	1,0	1,0	1,0
9F		10 -3		0,1
10 Ne	0,16*	0,054	0,36	0,30
11 hayır	?	0,002	0,002	0,19
12 mg	0,18*	0,05	0,040	0,32
13Al	?	0,002	0,004	0,06
14 Si	0,13*	0,065	0,045	0,12
15 P- 21 Sc	0,06	0,032	0,024	0,13
16 S- 20 Ca	0,04*	0,028	0,02	0,11
22 Ti-28 Ni	0,02	0,006	0,033	0,28
26Fe	0,15*	0,05	0,06	0,14

* = 1-20 MeV/nükleon aralığı için gözlem verileri, bu sütundaki geri kalan sayılar esas olarak >40 MeV/nükleon ile ilgilidir. Bir bütün olarak tablodaki çoğu değerin doğruluğu %10 ila %50 arasındadır. ** Oksijen çekirdeklerinin bolluğu birlik olarak alınmıştır.

K. l.'nin en önemli özellikleri. yavl. bileşimleri (kütlelerin ve yüklerin dağılımı), enerji. spektrum (enerjiye göre dağılım) ve anizotropi derecesi (varış yönüne göre dağılım). Kozmik L'deki çekirdeklerin bağıl içeriği. Tablo 1'de verilmiştir. Masadan 1'de K. l. galaktik çok daha fazla hafif çekirdeğin kökeni ( Z= 3-5) güneş K. l. ve ortalama olarak Galaksinin yıldızlarında. Ayrıca doğal bolluklarına kıyasla çok daha fazla ağır zehir (20) içerirler. Bu farklılıkların her ikisi de K.l.'nin kökeni sorusunu açıklığa kavuşturmak için çok önemlidir.

Kozmik litre cinsinden farklı kütlelere sahip göreceli parçacık sayıları. tabloda verilmektedir. 2.

Masa 2. Enerjisi 2,5 GeV/nükleon olan kozmik ışınların bileşimi ve bazı özellikleri

Pprotonlar1 1 1300 10000 10000 -parçacıkhelyum çekirdeği2 4 94 720 1600 Lhafif çekirdekler3-5 10 2,0 15 10 -4 Morta çekirdekler6-9 14 6,7 52 14 Hağır çekirdekler10 31 2,0 15 6 VHçok ağır çekirdekler20 51 0,5 4 0,06 SHen ağır çekirdekler > 30 100 ~10 -4 ~10 -3 eelektronlar1 1/1836 13 100 10000

Protonların, birincil kozmik parçacıkların akışında baskın olduğu ve tüm parçacıkların %90'ından fazlasını oluşturduğu görülebilir. Protonlarla ilgili olarak parçacıklar %7, elektronlar ~%1 ve ağır çekirdekler %1'den azını oluşturur. Bu rakamlar, gözlemlenen enerjilere göre Dünya yakınında minimum güneş aktivitesinde ölçülen 2,5 GeV/nükleon enerjili parçacıklara atıfta bulunmaktadır. spektrumun kozmik ışınların modüle edilmemiş spektrumuna yakın olduğu düşünülebilir. yıldızlararası uzayda.

İntegral enerji K.l.'nin spektrumu. align = "absmiddle" width = "145" height = "22"> [particles/(cm 2 s)], parçacık sayısına bağlılığı yansıtır BEN enerjisi daha yüksek olan ( BEN 0 normalleştirici bir sabittir, +1 bir spektrum göstergesidir, eksi işareti spektrumun azalan bir karaktere sahip olduğunu gösterir; artan yoğunlukla K. l. azalır). Genellikle spektrumun diferansiyel temsilini de kullanırlar [parçacıklar/(cm2 s MeV)], bu da birim enerji aralığı (1 MeV) başına parçacık sayısına bağımlılığı yansıtır.

İntegral spektrumla karşılaştırıldığında diferansiyel spektrum, daha ince enerji ayrıntılarını tanımlamamıza olanak tanır. K.l.'nin dağılımı. Bu, Şekil 2'den görülebilir. Şekil 2, Dünya'nın yakınında gözlemlenen kozmik ışınların yaklaşık 10 6 ila eV aralığındaki diferansiyel spektrumunu göstermektedir. K.l.'nin parçacıkları. Bu aralığa düşen enerjiler güneş aktivitesinden etkilenir, dolayısıyla enerji çalışmaları yapılır. spektrum K. l. 10 6 -10 11 eV aralığındaki değerler kozmik ışınların nüfuzunu anlamak için son derece önemlidir. yıldızlararası uzaydan gezegenlerarası uzaya, kozmik ışınların etkileşimleri. gezegenlerarası mıknatıs ile. alanı (IMF) ve güneş-karasal bağlantıların yorumlanması için.

Kozmik ışınların atmosferik ve ekstramanyetosferik gözlemleri başlamadan önce. eV bölgesindeki diferansiyel spektrumun şekli sorusu oldukça açık görünüyordu: Dünya yakınındaki spektrumun maksimum değeri 400 MeV/nükleon civarındaydı; yıldızlararası uzaydaki modüle edilmemiş spektrum bir güç yasası şekline sahip olmalıdır; Gezegenlerarası uzayda galaktik olanlar olmamalıdır. K.l. düşük enerjiler. K. l.'nin doğrudan ölçümleri. 10 6 ila 10 8 eV aralığındaki değerler, beklentilerin aksine, yaklaşık = 30 MeV'den (ve altından) başlayarak kozmik ışınların yoğunluğunu gösterdi. yeniden büyür, yani spektrumda karakteristik bir düşüş keşfedildi. Muhtemelen başarısızlık, K. l.'nin artan modülasyonunun sonucudur. IMF homojensizlikleri üzerindeki parçacık saçılımının en etkili olduğu eV bölgesinde.

eV'de K. l. artık modülasyona tabi değildir ve eğimi eV'ye kadar 2,7'lik bir değere karşılık gelir. Bu noktada spektrum bir kırılmaya uğrar (gösterge = 3,2-3,3'e yükselir). Aynı zamanda K. l. ağır çekirdeklerin oranı artar. Ancak K. l. bu enerji bölgesinde hala çok azdır. align = "absmiddle" width = "118" height = "17"> eV'de, parçacıkların galaksiler arası uzaya kaçması nedeniyle spektrum aniden sona ermelidir. uzay ve fotonlarla etkileşimler. Ultra yüksek enerji bölgesindeki parçacıkların akışı çok küçüktür: ortalama olarak yılda 10 km2'lik bir alana birden fazla eV parçacığı düşmez.

K. l. eV yüksek izotropi ile karakterize edilir: %0,1 doğrulukla parçacıkların yoğunluğu her yönde aynıdır. Daha yüksek enerjilerde anizotropi artar ve eV aralığında birkaç değere ulaşır. onlarca % (Şekil 3). Anizotropi ~%0,1 ve maksimum 19:00 yıldız zamanına yakın, kozmik ışınların baskın hareket yönüne karşılık gelir. manyetik alan çizgileri boyunca. galaktik alanlar Güneş'in bulunduğu sarmal kol. Parçacık enerjisinin artmasıyla birlikte, maksimum süre, kozmik ışın sürüklenme akışının varlığına karşılık gelen 13 saatlik yıldız zamanına kayar. Galaksiden manyetik alan çizgileri boyunca eV ile.

4. Kozmik ışınların kökeni

Kozmik l'nin yüksek izotropisi nedeniyle. Dünya yakınındaki gözlemler bunların nerede oluştuklarını ve Evrende nasıl dağıldıklarını belirlememize izin vermiyor. Bu sorular, uzay araştırmalarının keşfiyle bağlantılı olarak radyo astronomisi tarafından yanıtlandı. Hz radyo frekansı aralığında. Bu radyasyon, mıknatıs içerisinde hareket eden çok yüksek enerjili elektronlar tarafından yaratılır. Galaksi alanı.

Radyo emisyonunun yoğunluğunun maksimum olduğu frekans, manyetik alan kuvveti ile ilgilidir. alanlar N ve orana göre elektron enerjisi (Hz), burada elektronun adım açısı (elektron hız vektörü ile vektör arasındaki açı) N). Magn. Galaksinin alanı birkaç kez ölçülmüştür. yöntemlerin değeri E'dir. Ortalama olarak, E ve =0,5'te eV, yani. radyo yayan elektronlar ana elektronlarla aynı enerjiye sahip olmalıdır. Dünya'nın yakınında gözlemlenen kozmik ışın kütlesi. Kozmik ışınların bileşenlerinden biri olan bu elektronlar, galaksinin tamamını kapsayan geniş bir bölgeyi kaplar ve galaktik olarak adlandırılır. hale. Yıldızlararası manyetik Alanlarda elektronlar, diğer yüksek enerjili yüklü parçacıklar (protonlar ve daha ağır çekirdekler) gibi hareket eder. Tek fark, elektronların, düşük kütleleri nedeniyle, daha ağır parçacıkların aksine, yoğun bir şekilde radyo dalgaları yaymaları ve dolayısıyla kozmik ışınların bir göstergesi olarak kendilerini Galaksinin uzak kısımlarında tespit etmeleridir. hiç de.

Genel galaktik ek olarak Senkrotron radyo emisyonunun farklı kaynakları keşfedildi: kabuklar, galaktik çekirdek, . Tüm bu kaynak nesnelerin kozmik ışın olmasını beklemek doğaldır.

70'lerin başına kadar. 20. yüzyıl birçok araştırmacı K. l. align = "absmiddle" width = "89" height = "17"> eV ile esas olarak metagalaktiktir. Menşei. Aynı zamanda bilinen galaksilerin yokluğu da belirtildi. 10 · 21 eV'a kadar olan parçacıkların kaynakları ve bunların Galaksi'de tutulması sorunuyla ilgili zorluklar. Pulsarların keşfiyle (1967) bağlantılı olarak, çok ağır çekirdeklerin bile ultra yüksek enerjilere hızlanmasına yönelik bir dizi olası mekanizma dikkate alındı. Öte yandan elde edilen veriler, Dünya'ya yakın gözlemlenen elektronların Galaksi içerisinde oluştuğunu ve biriktiğini gösteriyor. Protonların ve daha ağır çekirdeklerin bu konuda farklı davrandığını düşünmek için hiçbir neden yok. Böylece galaktik teori doğrulanmıştır. K. l.'nin kökeni.

Bu teorinin dolaylı onayı, kozmik kaynakların göksel küre boyunca dağılımına ilişkin verilerden elde edildi. gama radyasyonu. Bu radyasyon, kozmik ışınların çarpışması sırasında oluşan mezonların bozulması nedeniyle ortaya çıkar. yıldızlararası gaz parçacıklarıyla ve ayrıca yıldızlararası gaz parçacıklarıyla çarpışmaları sırasında göreli elektronlardan gelen Bremsstrahlung radyasyonundan dolayı. Gama ışınları manyetizmadan etkilenmez. alanlar olduğundan varış yönleri doğrudan kaynağa işaret eder. Güneş Sistemi içinde gözlemlenen kozmik ışınların neredeyse izotropik dağılımının aksine, gama radyasyonunun gökyüzündeki dağılımının çok düzensiz olduğu ve süpernovaların galaksideki dağılımına benzer olduğu ortaya çıktı. boylam (Şek. 4). Deneysel veriler ile gama radyasyonunun göksel küre üzerindeki beklenen dağılımı arasındaki iyi uyum, ana Kozmik ışınların kaynağı süpernovalardır.

K. l.'nin kökeni teorisi. yalnızca galaktik hipoteze dayanmaz K. l.'nin kaynaklarının doğası, aynı zamanda K. l. Galakside uzun süre tutulurlar ve yavaş yavaş galaksiler arası akarlar. uzay. Düz bir çizgide hareket eden K. l. Galaksiyi daha sonra birkaç kez terk etmiş olacaktı. nesil anından bin yıl sonra. Galaksi ölçeğinde bu süre o kadar kısa ki, bu kadar hızlı bir sızıntıyla kayıpların telafisi mümkün olmayacak. Ancak yıldızlararası manyetik alanda. kozmik l'nin kuvvet hareketinin oldukça dolaşmış çizgilerine sahip alan. Gazdaki moleküllerin difüzyonunu anımsatan karmaşık bir yapıya sahiptir. Sonuç olarak K. l. Galaksiden gelen enerjinin doğrusal hareket sırasında olduğundan binlerce kat daha büyük olduğu ortaya çıkıyor. Yukarıdakiler temel konularla ilgilidir parçacıkların parçaları K. l. (eV ile). Sayısı çok az olan yüksek enerjili parçacıklar galaktik tarafından zayıf bir şekilde saptırılır. mag. alan ve Galaksiyi nispeten hızlı bir şekilde terk edin. Bu görünüşe göre radyasyon spektrumundaki bir kırılma ile ilişkilidir. eV'de.

CO l sızıntı süresinin en güvenilir tahmini. Galaksiden bileşimlerine ilişkin verilerden elde edilir. K. l. hafif çekirdekler (Li, Be, B) çok büyük miktarlarda mevcuttur (elementlerin ortalama bolluğuna kıyasla). Kozmik ışınların daha ağır çekirdeklerinden oluşurlar. ikincisi yıldızlararası gazın (çoğunlukla hidrojen) atomlarının çekirdekleriyle çarpıştığında. Hafif çekirdeklerin gözlenen miktarda bulunabilmesi için K. l. Galaksideki hareketleri sırasında yaklaşık olarak 100 gram kalınlığındaki yıldızlararası maddeden geçmeleri gerekir. 3 gr/cm. Yıldızlararası gazın dağılımı ve süpernova patlaması kalıntılarına ilişkin verilere göre kozmik ışınların yaşı. 30 milyon yılı geçmiyor.

Ana yıldız olarak süpernova lehine Kozmik ışınların kaynağı, radyo, x-ışını ve gama-ışını astronomi verilerine ek olarak, patlamalar sırasında açığa çıkan enerjiye ilişkin tahminleri de gösterir. Süpernova patlamalarına, patlayan yıldızın etrafında büyük, parlak bir şekilde parlayan ve genişleyen bir kabuk (nebula) oluşturan devasa gaz kütlelerinin salınması eşlik eder. Patlamanın enerjisinin tamamı radyasyon ve kinetik enerjiye harcanır. gaz genleşme enerjisi 10 51 -10 52 erg'ye ulaşabilir. Son verilere göre galaksimizde süpernovalar ortalama olarak en az 100 yılda bir patlıyor. 10 51 erg'lik parlama enerjisini bu zaman dilimine atarsak, bkz. Flaş gücü yaklaşık olacaktır. erg/s. Öte yandan çağdaşlığı sürdürmek için enerji yoğunluğu K.l. TAMAM. K.l kaynaklarının 1 eV/cm gücü. Çarşamba günü. K. l.'nin yaşam süresi. Galakside yıllar en az 10 40 erg/s olmalıdır. Kozmik l'in enerji yoğunluğunu korumak için bunu takip eder. Modern seviye sadece birkaçını almaları için yeterlidir. % süpernova patlama gücü. Ancak radyo astronomisi yalnızca radyo yayan elektronları doğrudan tespit edebilir. Bu nedenle, süpernova patlamaları sırasında yeterli sayıda protonun ve daha ağır çekirdeklerin de üretildiği henüz kesin olarak söylenemez (her ne kadar bu, özellikle gama ışını astronomisindeki başarılar ışığında oldukça doğal görünse de). Bu bağlamda, K.l.'nin diğer olası kaynaklarının araştırılması önemini kaybetmedi. Bu bakımdan büyük ilgi çeken pulsarlar (görünüşe göre parçacıkların ultra yüksek enerjilere hızlanmasının mümkün olduğu yerler) ve galaktik bölgedir. çekirdekler (süpernova patlamalarından çok daha büyük güce sahip patlayıcı süreçlerin mümkün olduğu yerler). Ancak kozmik ışınların üretim gücü galaktik Görünüşe göre çekirdek, süpernova patlamaları sırasında ortaya çıkan toplam gücü aşmıyor. Ayrıca çekirdekte oluşan kozmik ışınların büyük bir kısmı Güneş yakınlarına ulaşamadan galaktik diski terk edecektir. Dolayısıyla süpernova patlamalarının bir olgu olduğunu varsayabiliriz. ana, K. l.'nin tek kaynağı olmasa da.

5. Kozmik ışın ivmesinin mekanizmaları

Parçacıkları ~ 10 21 eV'lik enerjilere kadar hızlandırmaya yönelik olası mekanizmalar sorusu ayrıntılı olarak henüz sonuçlandırılmaktan çok uzaktır. çözümler. Ancak genel anlamda hızlandırma sürecinin doğası zaten açıktır. Sıradan (iyonize olmayan) bir gazda, enerjinin parçacıklar arasında yeniden dağılımı, birbirleriyle çarpışmaları nedeniyle meydana gelir. Seyreltilmiş kozmik Plazmada, yüklü parçacıklar arasındaki çarpışmalar çok küçük bir rol oynar ve tek bir parçacığın enerjisindeki değişiklik (hızlanma veya yavaşlama), onun elektrik mıknatısıyla etkileşiminden kaynaklanır. kendisini çevreleyen tüm plazma parçacıklarının hareketinden kaynaklanan alanlar.

Normal koşullar altında, enerjiye sahip parçacıkların sayısı av'yi belirgin şekilde aşar. Plazma parçacıklarının termal hareketinin enerjisi ihmal edilebilecek kadar küçüktür. Bu nedenle parçacıkların hızlanması pratik olarak termal enerjilerden başlamalıdır. Boşlukta plazma (elektriksel olarak nötr) önemli bir elektrostatik mevcut olamaz. Alanın noktaları arasındaki potansiyel fark nedeniyle yüklü parçacıkları hızlandırabilen alanlar. Ancak plazmada elektrik oluşabilir. darbeli veya endüktif nitelikteki alanlar. Darbe elektrik alanlar, örneğin manyetik temas alanında nötr bir akım katmanı kırıldığında ortaya çıkar. zıt kutuplu alanlar (bkz.). İndüksiyon elektrik manyetik yoğunluk arttıkça alan ortaya çıkar. zamanla alanlar (betatron etkisi). Darbeli alanlara ek olarak, ivmenin başlangıç ​​aşaması, yoğun türbülanslı plazma hareketinin olduğu alanlarda hızlandırılmış parçacıkların plazma dalgalarının elektrik alanlarıyla etkileşiminden kaynaklanabilir.

Görünüşe göre uzayda, ivme alanındaki belirli koşullara bağlı olarak farklı kombinasyonlarda veya farklı sıralarda çalışan hızlanma mekanizmalarının bir hiyerarşisi vardır. Darbeli elektrikle hızlanma alan veya plazma türbülansı, indüksiyon (betatron) mekanizması veya Fermi mekanizması tarafından müteakip hızlanmaya katkıda bulunur.

Uzayda parçacık hızlanma sürecinin belirli özellikleri, plazmanın manyetik alanlardaki davranışıyla ilişkilidir. alan. Kozmik mag. alanlar büyük hacimlerde bulunur. Yüklü parçacık ze ve dürtü P manyetik olarak hareket eder alan H anlık eğrilik yarıçapına sahip kavisli bir yol boyunca
,
Nerede R = cp/Ze- mag. parçacık sertliği (volt cinsinden ölçülür), - parçacık eğim açısı. Eğer alan, değerle karşılaştırılabilir mesafelerde çok az değişiyorsa, parçacık yörüngesi, manyetik alan çizgisinin etrafına sarılan sarmal bir çizgi biçimine sahiptir. alanlar. Bu durumda, alan çizgileri plazmaya bağlanmıştır (plazma içinde donmuştur) - plazmanın herhangi bir kısmının yer değiştirmesi, manyetik alan çizgilerinin karşılık gelen yer değiştirmesine ve deformasyonuna neden olur. alanlar ve bunun tersi. Plazmada yeterince yoğun hareketler uyarılırsa (bu durum, örneğin bir süpernova patlamasının sonucu olarak ortaya çıkar), o zaman plazmanın bu tür rastgele hareket eden birçok bölümü vardır. Netlik açısından, bunları birbirine göre yüksek hızlarda hareket eden ayrı plazma bulutları olarak düşünmek uygundur. Temel Plazma parçacıklarının kütlesi bulutlarda tutulur ve onlarla birlikte hareket eder. Bununla birlikte, yörüngenin eğrilik yarıçapının mag cinsinden olduğu az sayıda yüksek enerjili parçacık. Plazma alanı bulutun boyutuyla kıyaslanabilir veya onu aşar; buluta girdiğinde içinde kalmaz. Bu parçacıklar yalnızca manyetik olarak saptırılır. Bulutun alanı sanki bir parçacık bulutun tamamına çarpıyor ve parçacıklar bulutun üzerine saçılıyor (Şekil 5). Bu koşullar altında parçacık, bulutun tamamıyla aynı anda etkili bir şekilde enerji alışverişinde bulunur. Ama kinetik. bulutun enerjisi çok yüksektir ve prensipte hızlandırılanın enerjisi Parçacık yoğun plazma hareketleriyle bölgeyi terk edene kadar parçacıklar sınırsız olarak büyüyebilir. İstatistiğin özü budur. 1949'da E. Fermi tarafından önerilen hızlanma mekanizması. Parçacıklar, güçlü şok dalgalarıyla (örneğin gezegenler arası uzayda) etkileşime girdiklerinde, özellikle iki şok dalgası birbirine yaklaşarak yansıtıcı mıknatıslar oluşturduğunda benzer şekilde hızlanır. hızlandırılmış parçacıklar için "aynalar" (veya "duvarlar").

Tüm hızlanma mekanizmaları, artan enerjiyle birlikte parçacık sayısının azaldığı bir kozmik ışın spektrumuna yol açar. Mekanizmalar arasındaki benzerlik burada sona eriyor. Yoğun teorik olmasına rağmen kozmik ışınların spektrumunun ve yük kompozisyonunun tüm özelliklerini açıklayabilecek evrensel bir hızlanma mekanizması veya mekanizmaların kombinasyonu bulunana kadar deneysel çalışmalar. Örneğin darbeli elektrik durumunda alanlar e sertlikteki artış oranı R ilişki tarafından belirlenir dR/dt = cE yani başlangıç ​​mıknatısına bağlı değildir. parçacık sertliği. Bu durumda etki alanındaki tüm parçacıklar hızlandırılır. e , bileşimleri orijinal plazmanın bileşimini yansıtacak ve spektrum şu şekilde olacaktır: D(R)~ deneyim -(R/R 0), nerede R 0 - karakteristik spektrum sertliği.

Plazma dalgaları tarafından hızlandırıldığında yalnızca birkaç enerjiye sahip parçacıklar hızlandırılabilir. kat daha fazla termal. Bu tür parçacıkların sayısı çok küçük değildir, ancak hızlanma koşulları önemli ölçüde parçacıkların türüne bağlı olacaktır; bu da, başlangıç ​​plazmasının bileşimine kıyasla bileşimlerinde güçlü bir değişikliğe yol açacaktır. Ancak bu durumda hızlandırılmış protonların spektrumu ~ exp olabilir. -(R/R 0).

Adyabatiğin korunmasına dayanan betatron mekanizması. Parçacık hareketinin değişmezi = sabit, bir güç yasası spektrumu verir ve parçacıkların türüne göre seçici değildir ancak etkinliği manyetik alanla orantılıdır. parçacık sertliği ( dR/dt ~R), yani. Eylemi için ön hızlandırma (enjeksiyon) gereklidir.

Fermi ivme mekanizması güç yasası enerjisi verir. Ancak spektrum parçacıkların türüne göre seçicidir. Uzayda şok dalgaları ile hızlanma. Plazma aynı zamanda güç yasası enerjisine de yol açar. spektrum ve teorik olarak. hesaplamalar =2,5'lik bir indeks verir; bu, kozmik ışınların spektrumunun gözlemlenen şekline oldukça iyi karşılık gelir. Bu nedenle, ivme teorisi ne yazık ki, hızlandırılmış parçacıkların (özellikle güneş kozmik ışınlarının) gözlemlenen spektrumlarının yorumlanmasına belirsiz bir yaklaşıma izin vermektedir.

Darbeli elektrikle hızlandırma işlemleri Manyetik sıfır çizgisine yakın alanlar. alanlar, birkaç kez güneş patlamaları sırasında gözlemlenir. birkaç enerjiye kadar hızlanan minimum parçacıklar ortaya çıkar. GeV. Pulsarların yakınında, Galaksideki süpernovaların kabuklarında ve galaksi dışı olanlarda. nesneler - radyo galaksileri ve kuasarlar - bu süreç de önemli bir rol oynayabilir. hızlanma mekanizması veya en azından enjektörün rolü. İkinci durumda, enjekte edilen parçacıklar maksimuma kadar hızlandırılır. K.l.'de gözlemlendi. dalgalar ve manyetik homojensizliklerle etkileşimlerin bir sonucu olarak enerjiler. türbülanslı plazmadaki alanlar.

Çeşitli ölçeklerde (Galaksi, Güneş, Dünya'nın manyetosferi vb.) yapılan gözlemler, uzayda parçacık ivmesinin meydana geldiğini göstermektedir. Yeterince yoğun homojen olmayan hareketlerin ve manyetik alanların olduğu her yerde plazma. alanlar. Bununla birlikte, çok sayıda ve çok yüksek enerjilere sahip parçacıklar, yalnızca plazmaya çok büyük bir kinetik kuvvet uygulandığında hızlandırılabilir. enerji. Bu tür görkemli kozmik ortamlarda olan tam olarak budur. süpernova patlamaları, radyo galaksilerinin ve kuasarların faaliyetleri gibi süreçler.

K.l.'nin büyük rolüyle birlikte. astrofizikte Süreçler, Dünya'nın uzak geçmişini (iklim değişiklikleri, biyosferin evrimi vb.) incelemek ve bazı pratik sorunları çözmek için bunların önemine dikkat etmek gerekir. modern görevler (kozmonotların radyasyon güvenliğini sağlamak, kozmik radyasyonun meteorolojik etkilere olası katkısının değerlendirilmesi vb.).

Aydınlatılmış.:
Ginzburg V.L., Syrovatsky S.I., Kozmik ışınların kökeni, M., 1963; Miroshnichenko L.I., Gezegenlerarası uzayda kozmik ışınlar, M., 1973; Dorman L.I., Kozmik ışın astrofiziğinin deneysel ve teorik temelleri, M., 1975; Toptygin I, N., Gezegenlerarası manyetik alanlarda kozmik ışınlar, M., 1983.

(L.I. Miroshnichenko)