Дослідження космічного випромінювання

Тип работы:
Реферат
Предмет:
Астрономия и космонавтика


Узнать стоимость

Детальная информация о работе

Выдержка из работы

Зміст

  • I. Відкриття і основні етапи дослідження космічних променів
  • II. Космічне випромінювання
  • ІI. 1 Сонячні космічні промені
  • II.2 Основні процеси, що визначають поширення сонячних космічних променів
  • III. Взаємодія космічних променів з речовиною
  • Висновок
  • Література

I. Відкриття і основні етапи дослідження космічних променів

Космічні промені відкрив в 1912 році австрійський фізик Віктор Гесс. Він був співробітником Радієвого інституту Відня і проводив дослідження іонізованих газів. На той час вже знали, що всі гази (і атмосфера у тому числі) завжди злегка іонізовані, що свідчило про присутність радіоактивної речовини (подібного до радію) або у складі газу, або поблизу приладу, що вимірює іонізацію, найімовірніше — в земній корі. Досліди з підйомом детектора іонізації на повітряній кулі були задумані для перевірки цього припущення, оскільки з видаленням від поверхні землі іонізація газу повинна зменшуватися. Відповідь вийшла протилежний: Гесс виявив деяке випромінювання, інтенсивність якого зростала з висотою. Це наводило на думку, що воно приходить з космосу, але остаточно довести позаземне походження променів удалося лише після багаточисельних дослідів (Нобелівську премію В. Гессу присудили лише в 1936 році). Нагадаємо, що термін «випромінювання» не означає, що ці промені мають чисто електромагнітну природу (як сонячне світло, радіохвилі або рентгенівське випромінювання); його використовували при відкритті явища, природа якого ще не була відома. І хоча незабаром з’ясувалося, що основні компоненти космічних променів — прискорені заряджені частки, протони, термін зберігся. Вивчення нового явища швидко стало давати результати, які прийнято відносити до «передового краю науки».

За допомогою ядерних фотографічних емульсій, піднятих на висоту 30 км. (Б. Пітерс і ін., 1948), у складі первинних космічних променів були виявлені сліди ядер важчих елементів, ніж водень, аж до ядер заліза.

Детальне вивчення зарядів і мас часток вторинних космічних променів привело до відкриття багатьох нових елементарних часток, зокрема Позитрона, мюона, пі-мезона, К-мезона, Л-гиперона (1932−49). У 1932 П. Блекетт і Дж. Оккиаліні вперше виявили в камері Вільсона групи близьких по напряму генетично зв’язаних часток космічного випромінювання — т. з. зливи. У дослідах 1945−1949 на високогірних станціях космічних променів (В.І. Векслер, Н.А. Добротін і ін.) і в стратосфері (С.Н. Вернов і ін.) було встановлено, що вторинне космічне випромінювання утворюється в результаті взаємодії первинних космічних променів з ядрами атомів повітря. Пізніше Г. Т. Зацепін показав, що той же механізм, але при вищих енергіях (1014 эв) пояснює розвиток відкритих раніше в космічних променях (П. Оже, 1938) широких атмосферних злив — потоків з багатьох мільйонів часток, що покривають на рівні моря площі близько 1 км² і більш.

Для правильного підходу до проблеми походження космічних променів велику роль зіграли успіхи радіоастрономії. Пов’язане з космічними променями нетеплове космічне радіовипромінювання дозволило виявити їх можливі джерела. У 1955 В. Л. Гинзбург і І.С. Шкловський на основі астрономічних для радіо спостережень і енергетичних оцінок вперше кількісно обгрунтували гіпотезу про найновіші зірки як одному з основних галактичних джерел космічних променів.

Базою для космофізичного напряму досліджень з’явилася створена в 50−60-і рр. обширна світова мережа станцій космічних променів (понад 150), на яких проводиться безперервна реєстрація космічного випромінювання. Багато станцій знаходяться високо в горах, на деяких станціях проводяться підземні спостереження, регулярно посилаються в стратосферу балони з приладами автоматичної реєстрації космічних променів.

Нові можливості прямого вивчення первинних космічних променів в дуже широкому діапазоні енергій відкрилися у зв’язку з підйомом реєструючої апаратури на штучних супутниках Землі і міжпланетних автоматичних станціях. Зокрема, за допомогою калориметра іонізаційного на супутниках серії «Протон» був вперше безпосередньо виміряний енергетичний спектр первинних космічних променів до енергії 1015 эв (радянський фізик Н.Л. Грігоров і ін., 1965 — 1969). Пізніше за допомогою штучних супутників Луни і Марса, а також на радянському «Луноходе-1» (1970−1971) були проведені тривалі виміри варіацій складу і інтенсивності космічних променів, за межами магнітосфери Землі.

II. Космічне випромінювання

Вже при перших дослідженнях радіоактивності було відмічено, що в іонізаційній камері спостерігається деякий незначний струм навіть у відсутність радіоактивних препаратів. Наявність цього струму доводила, що якесь випромінювання постійно створює в камері іонізацію, що отримала назву залишкової іонізації. Спочатку намагалися пояснити залишкову іонізацію домішками радіоактивних речовин в грунті і атмосфері. В цьому випадку залишкова іонізація повинна була б зменшуватися при видаленні іонізаційної камери від поверхні Землі. Проте досліди, в яких іонізаційні камери піднімалися на аеростатах на велику висоту, показали зворотний результат. На висоті 9 км. залишкова іонізація виявилася в 40 разів більшою, ніж на рівні Землі. Цей результат стає зрозумілим, якщо допустити, що випромінювання, що створює залишкову іонізацію, приходить на Землю ззовні і на своїй дорозі через атмосферу поступово поглинається в ній. Подальші досліди підтвердили позаземне походження випромінювання і показали також, що його інтенсивність слабо залежить від положення на піднебінні Сонця, Місяця і інших світил. Звідси витікало, що випромінювання випускається не яким-небудь окремим небесним тілом, а приходить рівномірно зі всіх напрямів світового простору. Зважаючи на це випромінюванню, що викликає залишкову іонізацію, було дано назву космічного випромінювання або космічних променів.

Природа космічного випромінювання виявилася вельми складною. Лише у п’ятдесятих роках, спираючись на результати багаточисельних досліджень, серед яких видне місце займають роботи школи радянського фізика Д. В. Ськобельцина, удалося скласти відоме уявлення про картину цього явища в цілому. По сучасних виставах первинне космічне випромінювання, тобто випромінювання, що приходить зі світових глибин в земну атмосферу, складається з швидко рухомих позитивно заряджених часток — протонів — і в меншому числі - б-часток і інших ядер. Енергія первинних часток космічного випромінювання величезна — вона вимірюється мільярдами еВ, а в деяких випадках доходить навіть до фантастичних значень 1021 еВ; при цьому чим: більше енергія частки, тим менше зустрічається таких часток в первинній компоненті. Відносно механізму прискорення, шляхом якого у Всесвіті утворюються частки такої величезної енергії, існує ряд припущень, дослідження яких продовжується.

З первинного космічного випромінювання лише мала доля доходить до поверхні Землі. Переважна частина первинних часток ще у верхніх шарах атмосфери стикається з ядрами атомів, що входять до складу повітря. Зважаючи на величезну енергію первинних часток такі зіткнення наводять до розщеплювання атомних ядер з випусканням швидких нейтронів, протонів і б-часток. Крім того, зіткнення часток великої енергії з ядрами супроводяться утворенням нових часток — різних мезонів і гіперонів. Залежно від вигляду гіперони перетворюються на мезон і нуклон (нейтрон або протон). Мезони перетворюються кінець кінцем на електрони, позитрони або г — кванти.

Отже, в результаті зіткнення швидкої первинної, частки з атомним ядром утворюється значна кількість вторинних часток меншої енергії - протонів, нейтронів, б-часток, різних гіперонів і мезонів, електронів, позитронів, г-квантов. Вторинні частки, просуваючись, в атмосфері, у свою чергу розмножуються за рахунок ядерних розщеплювань і інших процесів, прикладом яких служить утворення електронно-позитронних пар г-квантами.

Разом з розмноженням часток в атмосфері відбувається їх поглинання, аналогічно тому, як відбувається поглинання б-, в — і г — частиц при проходженні через речовину. У верхніх шарах атмосфери переважаючим процесом є розмноження, і число часток космічного випромінювання наростає аж до висоти ~20 км. над рівнем морить. Нижче за цей кордон головну роль грає поглинання, і інтенсивність випромінювання падає. Графік залежності інтенсивності космічного випромінювання від висоти приведена на рис. 1.

Мал. 1. Залежність інтенсивності космічного випромінювання від висоти над рівнем моря.

На висотах вище 50 км. присутня лише первинна компонента космічного випромінювання, що приходить зі світового простору, і інтенсивність випромінювання не залежить від висоти. Нижче 50 км. інтенсивність спочатку збільшується за рахунок утворення вторинних часток, а потім падає за рахунок зростаючого поглинання в атмосфері.

По своєму походженню космічні промені можна розділити на декілька груп.

1) космічні промені галактичного походження. Джерелом галактичних космічних променів є наша Галактика, в якій відбувається прискорення часток до енергій ~1018 еВ.

2) космічні промені походження метагалактики, вони мають найбільші енергії, E> 1018 еВ, утворюються в інших галактиках.

3) сонячні космічні промені, що генеруються на Сонці під час сонячних спалахів.

4) аномальні космічні промені, що утворюються в Сонячній системі на периферії геліомагнитосфери.

ІI.1 Сонячні космічні промені

Сонце само також є джерелом сонячних космічних променів. Сонячні космічні промені - це заряджені частки, прискорені у спалахових процесах на Сонці до енергій, що у багато разів перевищують теплові енергії часток на його поверхні.

С.Н. Вернов виявляв велику цікавість до дослідження сонячних космічних променів і в більшості радянських експериментів по вивченню цього цікавого явища природи брав безпосередню участь як в постановці завдання, так і в інтерпретації даних.

У Радянському Союзі і за кордоном було здійснено багато запусків ІСЗ і АМС, призначених для вивчення космічних променів. Зокрема, прилади для реєстрації космічних променів були встановлені на радянських АМС («Луна-1−6 — 17, — 19, — 22», «Зонд-1-З», «Венера-1−16», «Марс-1−7») і ІСЗ (другий і третій радянський супутник ІСЗ-2 — 3, супутники серії «Космос» і «Блискавка», «Прогноз-1−10», «Інтеркос — мос-17»). Нижче наводяться результати, отримані в цих експериментах, в більшості проведених під керівництвом С. Н. Вернова.

Вперше спалах сонячних космічних променів в умовах космосу був зареєстрований в 1958 р. при польоті ІСЗ-З. Цей спалах виявився унікальним по своїй потужності: потік протонів з енергією більше 100 МЕВ для даної події можна оцінити як 104 см2с-1. Навіть у найбільш потужних подіях, спостережуваних згодом, такі потоки не реєструвалися. Частки малих енергій генеруються на Сонці частіше, ніж частки великих енергій, що проникаючі в стратосферу і дають відгук в мережі наземних станцій. Ця обставина зумовила велику кількість інформації про спалахи сонячних комічних променів (в основному протонів і електронів), отриманою саме з допомогою ІСЗ і АМС.

Спалахи сонячних космічних променів можуть бути використані для з’ясування таких важливих характеристик міжпланетного середовища, як величина коефіцієнта дифузії, розмір дифузійної області, структура міжпланетного магнітного поля і так далі Використання сонячних космічних променів для з’ясування цих питань легко зрозуміти, якщо пригадати, що на першому етапі досліджень зазвичай передбачалося, що інжекція сонячних космічних променів в міжпланетний простір відбувається практично миттєво. Природно, що проходження сигналу від такого джерела дозволяє найбільш простим чином отримати основні характеристики простору. Цей аналіз спочатку проводився в дифузійному наближенні, а момент генерації часток вибирався за даними про сонячну активність. В цьому випадку легко визначити параметри, що цікавлять нас.

Проте дифузійне наближення справедливе лише у тому випадку, коли величина транспортного пробігу мала відносно відстані від джерела до місця спостереження. Ця умова виконується не завжди. Ототожнення моменту інжекції часток по сплеску того або іншого індексу сонячної активності не завжди є достовірним, оскільки в процесі коронального поширення між генерацією часток і їх інжекцією в міжпланетний простір може пройти значний період часу — від декількох хвилин до 1 ч. Ця обставина встановлена, зокрема, для протонів з енергією більше 2 ГЕВ.

Звідси витікає, що корональні процеси не так прості, як це здавалося спочатку, і для їх розуміння необхідно знати процеси поширення сонячних космічних променів в міжпланетному просторі, що дозволить отримати функцію інжекції сонячних космічних променів за результатами експериментів, проведених на великих відстанях від Сонця. Таким чином, вивчення сонячних космічних променів істотне не лише для дослідження властивостей міжпланетного простору, але і для здобуття нових відомостей про фізичні процеси, що відбуваються на Сонці. Зрозуміло, процеси поширення часток в міжпланетному просторі носять складний характер і для їх детального аналізу слід враховувати структуру міжпланетного магнітного поля і рух сонячного вітру, які можуть наводити як до уповільнення, так і прискоренню часток. У цих роботах розглянуті можливі механізми прискорення часток в міжпланетному просторі, у тому числі на фронтах ударних хвиль. У деяких ситуаціях прискорення часток в міжпланетному просторі може бути переважаючим, і цю обставину слід враховувати при інтерпретації експериментальних даних про частки порівняно невеликих енергій, традиційно званих частками сонячних космічних променів.

II.2 Основні процеси, що визначають поширення сонячних космічних променів

Перші експерименти, виконані за допомогою наземного комплексу станцій, дозволили встановити, що часовий профіль інтенсивності сонячних космічних променів вистачає добре відповідає сферично-симетричній дифузії. Проте експерименти по вивченню часток менших енергій показали, що процес поширення сонячних космічних променів носить, як правило, складніший характер. Це пов’язано з тим, що для протонів малих енергій слід враховувати відразу декілька обставин, якими для часток високих енергій можна нехтувати. По-перше, швидкість малоенергійних часток істотно менша, ніж швидкість часток високих енергій, і, отже, процеси в часі для часток малих енергій будуть сильно затягнуті. Наприклад, протони з енергією 1 МЕВ мають швидкість в 20 разів менше швидкості релятивістських часток. Тому якщо спалах для протонів з енергією більше 500 МЕВ триває декілька годин, то за тих же умов в міжпланетному середовищі, тобто при тих же значеннях транспортного пробігу, спалах для протонів з енергією 1 МЕВ триватиме декілька діб. За цей проміжок часу стан міжпланетного середовища може змінитися як за рахунок попадання точки спостереження в інший сектор міжпланетного магнітного поля, так і за рахунок руху ударних хвиль і приходу корпускулярного потоку. Це означає, взагалі кажучи, що довжина транспортного пробігу в разі спалаху протонів малих енергій не зберігатиме постійне значення протягом спалаху, а залежатиме від часу, а в моменти пересічення точки спостереження ударними хвилями зміна величини транспортного пробігу може бути дуже велика. Дійсно, ширина ударного фронту, як правило, не перевищує 2000 км. Це означає, що при швидкості сонячного вітру 400км*с-1 ударний фронт пересіче прилад, що вимірює космічні промені, всього за декілька секунд.

Природно, що рух сонячних космічних променів в міжпланетному просторі цілком визначається міжпланетним магнітним полем. У першому наближенні великомасштабну модель міжпланетного магнітного поля можна представити таким чином. На Сонці і в просторі, що оточує його, зокрема у верхній короні, існують магнітні поля. У цих полях практично безперервно відбуваються прискорювальні процеси, в результаті дії яких в міжпланетний простір інжектуються заряджені частки, у тому числі протони, що рухомі в радіальному напрямі і мають швидкість направленого руху від 300 до 800 км., с-1. Потоки цих часток (сонячний вітер) несуть з собою магнітні поля сонячного походження. Структура міжпланетного магнітного поля теоретично вперше була розглянута в роботі, і в рамках зроблених припущень були отримані основні закономірності міжпланетного магнітного поля: радіальна компонента поля назад пропорційна квадрату відстані r від Сонця, азимутна компонента убуває як г-1, меридіональна компонента поля відсутній, а силові лінії магнітного поля мають форму спіралей Архімеда, витікаючих з Сонця і вирушаючих в нескінченність. Запропонована модель великомасштабного міжпланетного магнітного поля, не дивлячись на її схемну, протягом довгого часу залишалася без змін і лише останніми роками була переглянута в роботі. У цій роботі враховується меридіональна складова ММП і показується, що поблизу екваторіальної площини є замкнуті силові лінії, а на середніх широтах і поблизу полюсів силові лінії стають відкритими. Модель значно краще узгоджується з прямими вимірам" міжпланетного магнітного поля, чим модель.

Рух сонячних космічних променів в міжпланетному просторі визначається як великомасштабні, повільно змінними квазірегулярними магнітними полями, так і хаотичними полями, взаємодія швидких часток з якими викликає або може викликати ефективне прискорення і розсіяння. Розсіяння швидких часток на магнітних неоднорідностях наводить до складного руху часток, тобто до процесів, які в загальному випадку описуються кінетичним рівнянням. Деякі завдання розглядаються в дифузійному наближенні. Цікаво відзначити, що, строго кажучи, слід розглядати рух сонячних космічних променів в силовій трубці, зігнутій із-за обертання Сонця. Проте після деяких перетворень можна показати, що рішення для такої силової трубки не відрізняється від рішення для сферично-симетричного завдання, якщо покласти відношення коефіцієнта радіальної дифузії до коефіцієнта дифузії уздовж спірального магнітного поля рівним, де б-кут між радіальним напрямом від Сонця і напрямом вектора магнітній індукції. Для протонів малих енергій слід враховувати зміну енергії за рахунок адіабатичного охолоджування. Адіабатичне охолоджування — результат руху магнітних неоднорідностей, обумовленого радіальним розльотом сонячного вітру. При цьому русі відстань між неоднорідностями зростає, частки космічних променів як би взаємодіють із стінками судини, що розширюється, і відбувається зміна енергії космічних променів. Згідно, характерний час зміни енергії визначається величиною, де r — геліоцентрична відстань, u — швидкість сонячного вітру (множник в рівний /4 для нерелятивістського випадку і 3/2 в разі релятивізму). Адіабатичне охолоджування — це один з прикладів взаємодії швидких часток з рухомими магнітними полями міжпланетного простору.

Рухом сонячного вітру визначається також конвективне перенесення. Під конвективним перенесенням зазвичай розуміється зсув часток сонячних космічних променів, яке відбувається із швидкістю радіального розльоту сонячної плазми. Вказане явище впливає на кутовий розподіл космічних променів: при ізотропному розподілі часток сонячних космічних променів в системі, рухомій із швидкістю сонячного вітру, в лабораторній системі виникає анізотропія.

космічне випромінювання промінь сонячний

III. Взаємодія космічних променів з речовиною

1. Ядерно-активна компонента космічних променів і множинна генерація часток. При взаємодії протонів і інших ядер первинних космічних променів високої енергії (Космічні промені декілька Гев і вище) з ядрами атомів земної атмосфери (головним чином азоту і кисню) відбувається розщеплювання ядер і народження декількох нестабільних елементарних часток (т. з. Множинні процеси), в основному р-мезонов (піонів) — заряджених (р+, р-) і нейтральних (р0) з часом життя 2,5*10−8 сік і 0,8*10−16 сік відповідно. Із значно меншою вірогідністю (у 5−10 разів) народжуються до-мезони і з ще меншою — гіперони і практично Резонанси, що миттєво розпадаються. На мал.2 приведена фотографія множинного народження часток, зареєстрованого в ядерній фотоемульсії; частки вилітають з однієї крапки у вигляді вузького пучка. Середнє число вторинних часток, що утворюються в одному акті взаємодії протона (або р-мезона) з легким ядром пліодним нуклоном такого ядра, зростає із зростанням енергії E спочатку по статечному закону, близькому до E1/3 (аж до E 20 Гев), а потім (в області енергій 2*1010−1013 ев) це зростання сповільнюється і краще описується логарифмічною залежністю. В той же час непрямі дані по широких атмосферних зливах вказують на процеси значно вищої множинності при енергіях 1014 ев.

Рис. 2. Фотографія множинного народження часток при взаємодії важкого ядра первинного космічного випромінювання з одним з ядер фотоемульсії;

Кутова спрямованість потоку народжених часток в широкому інтервалі енергії первинних і народжених часток така, що складова імпульсу, перпендикулярна напряму первинної частки (т. з. поперечний імпульс), складає в середньому 300−400 Мев/с, де з — швидкість світла у вакуумі (при дуже високих енергіях E частки, коли енергією спокою частки mc2 можна нехтувати в порівнянні з її кінетичною енергією, імпульс частки р = E/c; тому у фізиці високих енергій імпульс зазвичай вимірюють в одиницях Мев/с).

Первинні протони при зіткненні втрачають в середньому близько 50% початкової енергії (при цьому вони можуть випробовувати перезарядку, перетворюючись на нейтрони), що утворюються при розщеплюванні ядер вторинні нуклони (протони і нейтрони) і народжені в зіткненнях заряджені піони високої енергії також (разом з тими, що втратили частину енергії первинними протонами) братимуть участь в ядерних взаємодіях і викликатимуть розщеплювання ядер атомів повітря і множинне утворення піонів. Середній пробіг, на якому здійснюється одна ядерна взаємодія, прийнято вимірювати питомою масою пройденого речовини він складає для первинних протонів Космічні промені 90 г/см2 повітря, тобто Космічні лучи9% всієї товщі атмосфери. Із зростанням атомної ваги речовини, А середній пробіг поступово зростає (приблизно як А1/3), досягаючи Космічні промені 160 г/см2 для свинцю. Народження піонів відбувається в основному на великих висотах (20−30 км.), але продовжується у меншій мірі по всій товщі атмосфери і навіть на глибині декількох м грунту.

Нуклони ядер, що вилітають при ядерних зіткненнях, і що не встигли розпастися заряджені піони високої енергії утворюють ядерно-активну компоненту вторинних космічних променів. Багатократне повторення послідовних, каскадних взаємодій нуклонів і заряджених піонів з ядрами атомів повітря, що супроводяться множинною генерацією нових часток (піонів) в кожному акті взаємодії, наводить до лавиноподібного зростання числа вторинних ядерно-активних часток і до швидкого зменшення.

Рис. 3. Поглинання космічних променів в атмосфері їх середньої енергії.

Коли енергія окремої частки стає менше 1 Гев, народження нових часток практично припиняється і залишаються (як правило) лише процеси часткового (а інколи повного) розщеплювання атомного ядра з вильотом нуклонів порівняно невеликих енергій. Загальний потік часток ядерно-активної компоненти у міру подальшого проникнення в глиб атмосфери зменшується (мал. 3, крива 1), і на рівні моря (Космічні лучи1000 г/см2) залишається менше 1% ядерно-активних часток.

2. Електронно-фотонні зливи і м’яка компонента вторинних космічних променів. Утворюються при взаємодіях часток ядерно-активної компоненти з атомними ядрами нейтральні піони практично миттєво розпадаються (унаслідок їх дуже малого часу життя) на два фотони (г) кожен:. Цей процес дає початок електронно-фотонній компоненті космічних променів (вона називається також м’якою, тобто що легко поглинається, компонентою). У сильних електричних полях атомних ядер ці фотони народжують електронно-позитронні пари e — e+ (г> e-+e+), а електрони і позитрони, у свою чергу, шляхом гальмівного випромінювання випускають нові фотони (е±> е±+ г) і так далі Такі процеси, що носять каскадний характер, наводять до лавиноподібного наростання загального числа часток — до утворення електронно-фотонної зливи. Розвиток електронно-фотонної зливи наводить до швидкого дроблення енергії р0 на все більше число часток, тобто до швидкого зменшення середньої енергії кожної частки зливи.

рис. 4. Каскадні криві

Після максимального розвитку м’якої компоненти, що досягається на висоті близько 15 км. (Космічні промені 120 г/см2), відбувається її поступове загасання (мал. 3, крива 2). Коли енергія кожної частки стає менше деякого критичного значення (для повітря критична енергія складає близько 100 Мев), переважаючу роль починають грати втрати енергії на іонізацію атомів повітря і комптонівське розсіяння; збільшення числа часток в зливі припиняється, і його окремі частки швидко поглинаються. Практично повне поглинання електронно-фотонної компоненти відбувається на порівняно невеликих товщах речовини (особливо великій щільності); у лабораторних умовах для цього досить мати свинцевий екран завтовшки 10−20 см (залежно від енергії часток).

Основною характеристикою електронно-фотонної зливи є зміна числа часток із збільшенням товщини пройденого речовини — т. з. каскадна крива (мал. 4). Відповідно до теорії цього процесу число часток в максимумі каскадної кривої приблизно пропорційно енергії первинної частки. Кути відхилення часток від осі зливи визначаються розсіянням електронів і позитронів, а середній поперечний імпульс складає близько 20 Мев/с.

Разом з р°-мезонами у космічних променях існують і інші джерела утворення електронно-фотонних злив. Це електрони і г — кванти високій енергії (> 100 Мев) первинних космічних променях, а також г — електрони, тобто атомарні електрони, що вибиваються за рахунок прямої електричної взаємодії пройдених крізь речовину швидких заряджених часток космічних променів.

При дуже високих енергіях (1014 ев) електронно-фотонні зливи в земній атмосфері набувають специфічних рис широких атмосферних злив. У таких зливах дуже велике число послідовних каскадів розмноження наводить до сильного зростання загального потоку часток (обчислюваного залежно від енергії багатьма мільйонами і навіть мільярдами) і до їх широкої просторової розбіжності - на десятки і сотні м від осі зливи. У широких атмосферних зливах в поверхні Землі одна частка зливи доводиться приблизно на декілька (2−3) Гев енергії первинної частки, що викликала зливу. Це дає можливість оцінювати по повному потоку часток в зливі енергію тих, що приходять на кордон земної атмосфери «предків» цих злив, що неможливо зробити безпосередньо із-за украй малої вірогідності їх прямого попадання в точку спостереження.

Унаслідок великої щільності потоку часток в широкій атмосферній зливі випускається порівняно інтенсивне направлене електромагнітне випромінювання як в оптичної області спектру, так і в радіодіапазоні. Оптична частина свічення визначається процесом Черенкова — Вавілова випромінювання, оскільки швидкості більшості часток перевищують фазову швидкість поширення світла в повітрі. Механізм радіовипромінювання складніший; він зв’язаний, зокрема, з тим, що магнітне поле Землі викликає просторове розділення потоків негативно і позитивно заряджених часток, що еквівалентно виникненню змінного в часі електричного диполя.

3. Космічні мюони і нейтрино. Проникаюча компонента вторинного випромінювання. Що виникають в атмосфері під дією До. л. заряджені піони беруть участь в розвитку ядерного каскаду лише при чималих енергіях — до тих пір, поки не починає позначатися їх розпад на льоту. У верхніх шарах атмосфери процеси розпаду стають істотними вже при енергіях? 1012 ев.

Заряджений піон (з енергією? 1011 ев) розпадається на мюон м± (заряджену нестабільну частку з масою спокою mм ?207 me, де me — маса електрона, і середнім часом життя ф0 ?2*10−6 сек) і нейтрино н (нейтральну частку з нульовою масою спокою). У свою чергу, мюон розпадається на позитрон (або електрон), Нейтрино і Антинейтрино. Так як швидкості мюонів дуже близькі до швидкості світла з, то, відповідно до теорії відносності, середній час до їх розпаду ф досить великий — пропорційно повній енергії E, і втрачають свою енергію в основному на іонізацію атомів. Тому потік мюонів є проникаючою компоненту космічних променів. Навіть при порівняно помірній енергії космічні промені 10 Гев мюон може не лише пройти крізь всю земну атмосферу (мал. 3, крива 3), але і проникнути далеко в глиб Землі на відстані близько 20 м грунту. Максимальна глибина, на якій реєструвалися мюони найбільш високої енергії, складає близько 8600 м в перекладі на водний еквівалент.

Таким чином, одночасно з розвитком описаного вище ядерного каскаду відбувається (за рахунок процесу в атмосфері розпаду р0) його «обростання» електронно-фотонною компонентою, а також (за рахунок розпадів р+ і р-) — проникаючою мюонною компонентою (мал. 5).

Рис. 5. Схема ядерно-каскадного

Висока проникаюча здатність у поєднанні з прямо пропорційним щільності речовини коефіцієнт поглинання при помірних енергіях (десятки і сотні Гев) робить проникаючу компоненту космічних променів дуже зручним засобом для підземної геофізичної і інженерної розвідки. Вимірюючи інтенсивність космічних променів телескопом лічильників в штольнях і порівнюючи отримані дані з відомими кривими поглинання космічних променів у воді або грунті, можна виявляти або уточнювати положення рудних пластів і порожнеч, а також вимірювати вагове навантаження на грунт від споруд, що стоять на нім.

При енергіях близько 1012 ев і вище разом з іонізаційними втратами енергії мюонів стають усе більш істотними втрати енергії на утворення електронно-позитронних пар і гальмівне випромінювання, а також на прямі взаємодії з атомними ядрами речовини. Внаслідок цього на глибинах 8 км. водного еквіваленту під кутами 50° до вертикалі потік космічних мюонів виявляється дуже малим. Експерименти, що проводилися з 1964 в шахтах Індії і Південної Африки з установками величезної площі, дозволили виявити на цих глибинах під кутами > 50° додатковий потік мюонів, єдиним джерелом яких могли бути лише взаємодії нейтрино з атомними ядрами речовини. Ці досліди були унікальною можливістю вивчення властивостей самій проникаючій — нейтрино — компоненти космічних променів. Найбільш важливою проблемою при цьому є вивчення взаємодії нейтрино надвисоких енергій з речовиною; зокрема, для з’ясування структури елементарних часток особливий інтерес представляє дослідження збільшення поперечного переріза взаємодії (зменшення «прозорості» речовини) із зростанням енергії нейтрино. Таке зростання переріза взаємодії нейтрино встановлене на прискорювачах до енергій 1010 ев. Дуже поважно досліджувати, чи продовжуватиметься це зростання перетину аж до енергій 1015 ев (відповідних характерній відстані слабких взаємодій 6*10−17см).

Виміри потоків сонячних нейтрино значно нижчих енергій (Космічні промені 1 Мев) дозволять підійти до рішення і інший, космофізичною, проблеми фізики нейтрино. Це зв’язано з використанням величезної проникаючої здатності нейтрино для непрямого виміру температури надр Сонця, від якої залежить характер ядерних реакцій, що протікають в нім, — основного джерела сонячної енергії.

Висновок

Космічні промені є цікавим явищем природи, і, як все в природі, воно тісно пов’язане з іншими процесами в зоряних об'єктах, в нашій Галактиці, на Сонці, в гелиомагнітосфері і в атмосфері Землі. Людина вже багато що знає про космічні промені, але такі важливі питання, як причини прискорення космічних променів, у тому числі до настільки гігантських значень як E~1020еВ, хімічний склад КЛ при E> 1014 еВ, кількісний опис процесів поширення часток в Галактиці і в навколосонячному просторі, прискорення часток в спалахах на Сонце і багато що інше залишаються доки невирішеними.

Дослідження космічного випромінювання привели свого часу до відкриття позитрона і ряду мезонів; детальне вивчення цих часток було проведене надалі за допомогою прискорювачів. Можна думати, що і в майбутньому вивчення, космічного випромінювання приноситиме коштовні дані про елементарні частки, особливо у зв’язку з використанням космічних лабораторій, що починається (супутників). Все більше зростає також роль космічного випромінювання як джерела астрофізичної інформації, тобто відомостей про процеси, що відбуваються в далеких областях Всесвіту, де випромінювання зароджується і поширюється.

Література

1. А. К. Вальтер «Ядерная физика», Х.: Основа, 1991.

2. В. Л. Гинзбург «Астрофизика космических лучей», М.: Наука, 1984.

3. Г. С. Ландсберг «Элементарний учебник физики», 3 том, М.: Наука., 1986.

4. А. И. Китайгородский «Физика для всех. Фотоны и ядра», М.: Наука, 1979.

5. И. В. Дорман «Космические лучи (исторический очерк)», М.: Наука, 1981.

ПоказатьСвернуть
Заполнить форму текущей работой