Promieniowanie kosmiczne

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Różnicowe widmo energii promieni kosmicznych ma charakter potęgowy (w skali podwójnie logarytmicznej - ukośna linia prosta) (energie minimalne - strefa żółta, modulacja słoneczna; energie średnie - strefa niebieska, GCR; energie maksymalne - strefa fioletowa, pozagalaktyczna CR)

Promienie kosmiczne to cząstki elementarne i jądra atomowe poruszające się z dużymi energiami w przestrzeni kosmicznej [1] [2] .

Podstawowe informacje

Fizyka promieniowania kosmicznego jest uważana za część fizyki wysokich energii i fizyki cząstek elementarnych .

Badania fizyki promieni kosmicznych :

  • procesy prowadzące do powstania i przyspieszenia promieni kosmicznych;
  • cząstki promieni kosmicznych, ich natura i właściwości;
  • zjawiska wywołane przez cząstki promieni kosmicznych w przestrzeni kosmicznej, atmosferze Ziemi i planetach.

Najważniejszym problemem eksperymentalnym jest badanie strumieni wysokoenergetycznych naładowanych i neutralnych cząstek kosmicznych opadających na granice ziemskiej atmosfery.

Promienie kosmiczne mogą wystąpić:

Pozagalaktyczne, galaktyczne i słoneczne promienie kosmiczne są zwykle nazywane pierwotnymi .

Wtórne promienie kosmiczne są zwykle nazywane strumieniami cząstek, które powstają pod wpływem pierwotnych promieni kosmicznych w atmosferze ziemskiej i są rejestrowane na powierzchni Ziemi.

Promieniowanie kosmiczne jest składnikiem promieniowania naturalnego ( promieniowania tła) na powierzchni Ziemi iw atmosferze.

Przed rozwojem technologii akceleratorowej promieniowanie kosmiczne służyło jako jedyne źródło elementarnych cząstek o wysokiej energii. Tak więc po raz pierwszy w promieniowaniu kosmicznym znaleziono pozyton i mion .

Zakres energii cząstek w promieniowaniu kosmicznym jest duży – od 10 6 eV do 5⋅10 21 eV [3] .

Pod względem liczby cząstek promienie kosmiczne składają się z 92% protonów, 6% jąder helu, około 1% cięższych pierwiastków i około 1% elektronów [4][5] . Podczas badania źródeł promieniowania kosmicznego poza Układem Słonecznym składnik protonowo-jądrowy jest wykrywany głównie przez strumień promieni gamma wytwarzanych przez orbitujące teleskopy gamma, a składnik elektroniczny jest wykrywany przez generowane przez niego promieniowanie synchrotronowe , które pada na radio zasięg (w szczególności fale metrowe – przy promieniowaniu w polu magnetycznym ośrodka międzygwiazdowego ), a w przypadku silnych pól magnetycznych w rejonie źródła promieniowania kosmicznego – do wyższych zakresów częstotliwości. Dlatego element elektroniczny może być również wykryty przez naziemne instrumenty astronomiczne [6] [1] .

Tradycyjnie cząstki promieniowania kosmicznego dzieli się na następujące grupy: p α L m h VH (odpowiednio protony, cząstki alfa, lekkie, średnie, ciężkie i superciężkie). Cechą składu chemicznego pierwotnego promieniowania kosmicznego jest anomalnie wysoka zawartość jąder grupy L ( lit , beryl , bor ) w porównaniu ze składem gwiazd i gazu międzygwiazdowego [4] [3] . Zjawisko to tłumaczy się tym, że mechanizm generowania cząstek kosmicznych przyspiesza przede wszystkim jądra ciężkie, które oddziałując z protonami ośrodka międzygwiazdowego rozpadają się na jądra lżejsze[5] . Założenie to potwierdza fakt, że promienie kosmiczne mają bardzo wysoki stopień izotropii .

Historia fizyki promieniowania kosmicznego

Po raz pierwszy wskazanie na możliwość istnienia promieniowania jonizującego pochodzenia pozaziemskiego uzyskano na początku XX wieku w eksperymentach dotyczących badania przewodnictwa gazów. Odkrytego spontanicznego prądu elektrycznego w gazie nie można było wytłumaczyć jonizacją wynikającą z naturalnej radioaktywności Ziemi. Zaobserwowane promieniowanie okazało się na tyle przenikliwe, że w osłoniętych grubymi warstwami ołowiu komorach jonizacyjnych nadal obserwowano prąd szczątkowy. W latach 1911-1912 przeprowadzono szereg eksperymentów z komorami jonizacyjnymi w balonach. Hess odkrył, że promieniowanie wzrasta wraz ze wzrostem, podczas gdy jonizacja spowodowana radioaktywnością Ziemi powinna maleć wraz ze wzrostem. W eksperymentach Kolhurstera udowodniono, że promieniowanie to skierowane jest od góry do dołu.

W latach 1921-1925 amerykański fizyk Millikan , badając absorpcję promieniowania kosmicznego w atmosferze ziemskiej w zależności od wysokości obserwacji, stwierdził, że w ołowiu promieniowanie to jest absorbowane w taki sam sposób jak promieniowanie gamma z jąder. Millikan jako pierwszy nazwał to promieniowanie promieniami kosmicznymi.

W 1925 r. Sowieccy fizycy L.A. Tuvim i L.V. Mysovsky zmierzyli absorpcję promieniowania kosmicznego w wodzie: okazało się, że promieniowanie to zostało zaabsorbowane dziesięć razy słabiej niż promieniowanie gamma jąder. Mysovsky i Tuvim odkryli również, że intensywność promieniowania zależy od ciśnienia barometrycznego - odkryli „efekt barometryczny”. Eksperymenty DV Skobeltsyna z komorą Wilsona umieszczoną w stałym polu magnetycznym pozwoliły „zobaczyć”, dzięki jonizacji, ślady (ślady) cząstek kosmicznych. DV Skobeltsyn odkrył deszcze cząstek kosmicznych .

Eksperymenty z promieniami kosmicznymi umożliwiły dokonanie szeregu odkryć, które mają fundamentalne znaczenie dla fizyki mikroświata.

W 1932 Anderson odkrył pozyton w promieniowaniu kosmicznym. W 1937 Anderson i Neddermeier odkryli miony i wskazali rodzaj ich rozpadu. W 1947 r. odkryto mezony π . W 1955 r. stwierdzono obecność w promieniowaniu kosmicznym mezonów K , a także ciężkich cząstek obojętnych - hiperonów .

Charakterystyczna " dziwność " kwantowa pojawiła się w eksperymentach z promieniowaniem kosmicznym. Eksperymenty w promieniowaniu kosmicznym podniosły kwestię zachowania parzystości, odkryły procesy wielokrotnej generacji cząstek w oddziaływaniach nukleonowych i pozwoliły na określenie wartości przekroju efektywnego dla oddziaływania nukleonów wysokoenergetycznych.

Pojawienie się rakiet kosmicznych i satelitów doprowadziło do nowych odkryć - odkrycia ziemskich pasów radiacyjnych (luty 1958, Van Allen i niezależnie od niego, lipiec tego samego roku, SN Vernov i AE Chudakov [7] ) i pozwoliło tworzyć nowe metody badania przestrzeni galaktycznych i międzygalaktycznych.

Strumienie wysokoenergetycznych cząstek naładowanych w przestrzeni bliskiej Ziemi

W przestrzeni bliskiej Ziemi (OKP) rozróżnia się kilka rodzajów promieni kosmicznych. Zwyczajowo uwzględnia się galaktyczne promienie kosmiczne (GCR), cząstki albedo i pas radiacyjny jako stacjonarne. Niestacjonarne - słoneczne promienie kosmiczne (SCR).

Galaktyczne promienie kosmiczne (GCR)

Galaktyczne promienie kosmiczne (GCR) składają się z jąder różnych pierwiastków chemicznych o energii kinetycznej E powyżej kilkudziesięciu MeV / nukleon oraz elektronów i pozytonów o energii E > 10 MeV . Cząstki te docierają do przestrzeni międzyplanetarnej z ośrodka międzygwiazdowego. Eksplozje supernowych i wynikające z nich pulsary są uważane za najbardziej prawdopodobne źródła promieniowania kosmicznego. Pola elektromagnetyczne pulsarów przyspieszają naładowane cząstki, które są następnie rozpraszane przez międzygwiazdowe pola magnetyczne[8] . Możliwe jednak, że w obszarze E <100 MeV/nukleon cząstki powstają w wyniku przyspieszania cząstek wiatru słonecznego i gazu międzygwiazdowego w ośrodku międzyplanetarnym. Różnicowe widmo energii GCR ma charakter potęgowy.

Cząstki wtórne w magnetosferze Ziemi: pas radiacyjny , cząstki albedo

Wewnątrz magnetosfery , jak w każdym dipolowym polu magnetycznym , znajdują się obszary niedostępne dla cząstek o energii kinetycznej E mniejszej niż krytyczna. Te same cząstki o energii E < E cr , które wciąż tam są, nie mogą opuścić tych obszarów. Te zakazane regiony magnetosfery nazywane są strefami przechwytywania. W strefach wychwytywania ziemskiego pola dipolowego (quasi-dipolowego) w rzeczywistości zatrzymywane są znaczne strumienie wychwyconych cząstek (przede wszystkim protonów i elektronów).

W przestrzeni okołoziemskiej można wyróżnić dwa obszary toroidalne , położone w płaszczyźnie równikowej w odległości od około 300 km (w strefie BMA ) do 6000 km (ERZ wewnętrzna) i od 12 000 km do 40 000 km (ERZ zewnętrzna). Głównym wypełnieniem pasa wewnętrznego są protony o wysokich energiach od 1 do 1000 MeV, a zewnętrznym – elektrony.

Maksymalna intensywność protonów niskoenergetycznych znajduje się w odległości L ~ 3 promieni Ziemi od jej środka. Elektrony o niskiej energii wypełniają cały obszar przechwytywania. Dla nich nie ma podziału na pasy wewnętrzne i zewnętrzne. Strumień protonów w pasie wewnętrznym jest dość stabilny w czasie.

Procesowi oddziaływania jąder pierwotnego promieniowania kosmicznego z atmosferą towarzyszy pojawienie się neutronów . Strumień neutronów pochodzących z Ziemi (neutrony albedo ) przechodzi bez przeszkód przez ziemskie pole magnetyczne . Ponieważ neutrony są niestabilne (średni czas rozpadu to ~900 s ), część z nich rozpada się w strefach niedostępnych dla cząstek naładowanych o niskiej energii. Tak więc produkty rozpadu neutronów (protony i elektrony) powstają bezpośrednio w strefach wychwytywania. W zależności od energii i kątów nachylenia protony i elektrony mogą zostać wychwycone lub opuścić ten obszar.

Cząstki Albedo są cząstkami wtórnymi odbitymi od ziemskiej atmosfery . Albedo neutrony zapewnienie taśmy z promieniowaniem protonów o energii aż do 10 M eV i elektrony o energii do kilku MeV.

Słoneczne promienie kosmiczne

Słoneczne promienie kosmiczne (SCR) to energetycznie naładowane cząstki – elektrony, protony i jądra – wstrzykiwane przez Słońce w przestrzeń międzyplanetarną. Energia SCR waha się od kilku keV do kilku GeV. W dolnej części tego zakresu SCR graniczą z protonami strumieni wiatru słonecznego o dużej prędkości. Cząstki SCR pojawiają się w wyniku rozbłysków słonecznych .

Ultrawysokoenergetyczne promienie kosmiczne

Energia niektórych cząstek (np. cząstek „Oh-My-God” ) przekracza granicę GZK (Greisen – Zatsepin – Kuzmin) – teoretyczna granica energii dla promieni kosmicznych wynosi 5⋅10 19 eV , spowodowana ich oddziaływaniem z fotony promieniowania reliktowego . Kilkadziesiąt takich cząstek na rok zostało zarejestrowanych Obserwatorium AGASA (inż.) ... Obserwacje te nie mają jeszcze wystarczająco uzasadnionego naukowego wyjaśnienia.

Rejestracja promieni kosmicznych

Przez długi czas po odkryciu promieni kosmicznych metody ich rejestracji nie różniły się od metod rejestracji cząstek w akceleratorach, najczęściej - licznikach gazowo - wyładowczych lub jądrowych emulsjach fotograficznych unoszonych w stratosferę lub w przestrzeń kosmiczną. Ale ta metoda nie pozwala na systematyczne obserwacje cząstek wysokoenergetycznych, ponieważ pojawiają się one dość rzadko, a przestrzeń, w której taki licznik może prowadzić obserwacje, jest ograniczona jego wielkością.

Współczesne obserwatoria działają na różnych zasadach. Kiedy wysokoenergetyczna cząsteczka wejdzie do atmosfery, oddziałując z atomami powietrza przez pierwsze 100 g/cm² , powstaje cała masa cząstek, głównie pionów i mionów , które z kolei dają początek innym cząsteczkom i wkrótce. Powstaje stożek cząstek, który nazywa się prysznicem. Takie cząstki poruszają się z prędkością przekraczającą prędkość światła w powietrzu, dzięki czemu powstaje poświata Czerenkowa rejestrowana przez teleskopy. Ta technika pozwala śledzić obszary nieba o powierzchni setek kilometrów kwadratowych.

Znaczenie dla podróży kosmicznych

Wizualne zjawisko promieni kosmicznych ( inż. )

Kiedy astronauci ISS zamykają oczy, nie częściej niż raz na 3 minuty, widzą błyski światła [9] , być może zjawisko to jest związane z oddziaływaniem wysokoenergetycznych cząstek wnikających do siatkówki. Nie zostało to jednak potwierdzone eksperymentalnie, możliwe, że efekt ten ma wyłącznie podłoże psychologiczne.

Promieniowanie

Długotrwałe narażenie na promieniowanie kosmiczne może mieć bardzo negatywny wpływ na zdrowie ludzi. Dla dalszej ekspansji ludzkości na inne planety Układu Słonecznego konieczne jest opracowanie niezawodnej ochrony przed takimi zagrożeniami - naukowcy z Rosji i Stanów Zjednoczonych już szukają sposobów rozwiązania tego problemu.

Zobacz też

Notatki (edytuj)

  1. 1 2 Miroshnichenko L. I. Promienie kosmiczne // Encyklopedia fizyczna : [w 5 tomach] / Ch. wyd. AM Prochorow . - M .: Encyklopedia radziecka, 1990. - T. 2: Współczynnik jakości - Magneto-optyka. - S. 471-474. - 704 pkt. - 100 000 egzemplarzy - ISBN 5-85270-061-4 .
  2. Sokurov V.F. Fizyka promieni kosmicznych: promieniowanie kosmiczne . - Rostów nad Donem: Phoenix, 2005 .-- 188 pkt. - (Wyższa edukacja). - ISBN 978-5-222-07838-9 .
  3. 1 2 Promieniowanie kosmiczne na poziomie morza / Praca laboratoryjna w warsztacie jądrowym na Wydziale Fizyki Moskiewskiego Uniwersytetu Państwowego .
  4. 1 2 VL Ginzburg , Syrovatsky SI Obecny stan pochodzenia promieni kosmicznych // Sukcesy nauk fizycznych . - Rosyjska Akademia Nauk , 1960. - T. 71 , nr. 7 . - S. 411-469 .
  5. 1 2 Dorman, 1975 , s. osiemnaście.
  6. V. L. Ginzburg . Promienie kosmiczne: 75 lat badań i perspektywy na przyszłość // Ziemia i Wszechświat . - M .: Nauka , 1988. - nr 3 . - S. 3-9 .
  7. Rejestr odkryć naukowych . Odkrycia naukowe Rosji . Państwowy rejestr odkryć naukowych ZSRR. Nieoficjalna strona . ross-nauka.narod.ru . Data zabiegu: 2 grudnia 2019 r.
  8. Szyrkow, 1980 , s. 236.
  9. Roskosmos. Blog Maxima Suraeva.

Literatura

Spinki do mankietów