Kosmik nurlar (kosmik nurlanish). Eng yuqori energiyali kosmik nurlar Koinot nurlari qaysi jismlarda hosil bo'ladi?

Kosmik nurlarning differensial energiya spektri tabiatan kuch-qonuniga ega (ikki tomonlama logarifmik shkalada - moyil to'g'ri chiziq) (minimal energiya - sariq zona, quyosh modulyatsiyasi, o'rtacha energiya - ko'k zona, GCR, maksimal energiya - binafsha zona, ekstragalaktik. CRs)

Kosmik nurlar - bu kosmosda yuqori energiya bilan harakatlanadigan elementar zarralar va atom yadrolari.

Asosiy ma'lumotlar

Kosmik nurlar fizikasi qismi hisoblanadi yuqori energiya fizikasi Va zarrachalar fizikasi.

Kosmik nurlar fizikasi o'rganish:

kosmik nurlarning paydo bo'lishiga va tezlashishiga olib keladigan jarayonlar;
kosmik nurlar zarralari, ularning tabiati va xossalari;
kosmosdagi kosmik nurlar zarralari natijasida yuzaga keladigan hodisalar va.

Yer atmosferasi chegarasiga tushadigan yuqori energiyali zaryadlangan va neytral kosmik zarralar oqimini o‘rganish eng muhim eksperimental vazifadir.

Kosmik nurlarning kelib chiqishiga ko'ra tasnifi:

Galaktikada
sayyoralararo fazoda

Asosiy Ekstragalaktik va galaktik nurlarni chaqirish odatiy holdir. Ikkilamchi Er atmosferasida o'tadigan va o'zgarib turadigan zarracha oqimlarini chaqirish odatiy holdir.

Koinot nurlari Yer yuzasida va atmosferada tabiiy nurlanishning (fon radiatsiyasi) tarkibiy qismidir.

Tezlatgich texnologiyasi rivojlanishidan oldin kosmik nurlar yuqori energiyali elementar zarrachalarning yagona manbai bo'lib xizmat qilgan. Shunday qilib, pozitron va muon birinchi marta kosmik nurlarda topilgan.

Koinot nurlarining energiya spektri protonlar energiyasining 43%, geliyning yana 23% (alfa zarralari) va boshqa zarralar tomonidan uzatiladigan energiyaning 34% ni tashkil qiladi.

Zarrachalar soni bo'yicha kosmik nurlar 92% protonlar, 6% geliy yadrolari, taxminan 1% og'irroq elementlar va taxminan 1% elektronlardir. Proton-yadro komponentidan tashqari kosmik nurlar manbalarini o'rganishda u asosan u yaratgan gamma nurlari oqimi bilan aniqlanadi va elektron komponent radio diapazoniga tushadigan sinxrotron nurlanishi bilan aniqlanadi (xususan, metrli to'lqinlar - yulduzlararo muhitning magnit maydonida chiqarilganda ) va kosmik nurlar manbai hududida kuchli magnit maydonlar bilan - va yuqori chastota diapazonlariga. Shu sababli, elektron komponentni yerga asoslangan astronomik asboblar yordamida ham aniqlash mumkin.

An'anaga ko'ra, kosmik nurlarda kuzatiladigan zarralar quyidagi guruhlarga bo'linadi: (mos ravishda protonlar, alfa zarralari, engil, o'rta, og'ir va o'ta og'ir). Birlamchi kosmik nurlanishning kimyoviy tarkibining o'ziga xos xususiyati yulduzlar va yulduzlararo gazlar tarkibiga nisbatan L guruhi yadrolarining (litiy, berilliy, bor) anomal darajada yuqori (bir necha ming marta) tarkibidir. Bu hodisa kosmik zarralarning paydo bo'lish mexanizmi birinchi navbatda og'ir yadrolarni tezlashtirishi bilan izohlanadi, ular yulduzlararo muhit protonlari bilan o'zaro ta'sirlashganda engilroq yadrolarga parchalanadi. Bu faraz kosmik nurlarning juda yuqori izotropiya darajasiga ega ekanligi bilan tasdiqlanadi.

Kosmik nurlar fizikasi tarixi

Erdan tashqaridagi ionlashtiruvchi nurlanish mavjudligining birinchi ko'rsatkichi 20-asrning boshlarida gazlarning o'tkazuvchanligini o'rganish bo'yicha tajribalarda olingan. Gazda aniqlangan o'z-o'zidan elektr tokini Yerning tabiiy radioaktivligidan kelib chiqadigan ionlanish bilan izohlab bo'lmaydi. Kuzatilgan nurlanish shunchalik kirib bordiki, qalin qo'rg'oshin qatlamlari bilan himoyalangan ionlash kameralarida qoldiq oqim hali ham kuzatildi. 1911-1912 yillarda sharlarda ionlash kameralari bilan bir qator tajribalar o'tkazildi. Gess radiatsiya balandligi bilan ortib borishini, Yerning radioaktivligidan kelib chiqadigan ionlanish esa balandlik bilan kamayishi kerakligini aniqladi. Kolhersterning tajribalari bu nurlanishning yuqoridan pastga yo'naltirilganligini isbotladi.

1921-1925 yillarda amerikalik fizigi Millikan Yer atmosferasida kuzatuv balandligiga qarab kosmik nurlanishning yutilishini o'rganar ekan, qo'rg'oshinda bu nurlanish yadrolardan gamma nurlanishi kabi yutishini aniqladi. Millikan birinchi bo'lib bu nurlanishni kosmik nurlar deb atagan. 1925-yilda sovet fiziklari L.A.Tuvim va L.V.Mısovskiylar suvda kosmik nurlanishning yutilishini oʻlchadilar: maʼlum boʻldiki, bu nurlanish yadrolarning gamma nurlanishidan oʻn barobar kam soʻriladi. Mysovskiy va Tuvim, shuningdek, nurlanish intensivligi barometrik bosimga bog'liqligini aniqladilar - ular "barometrik effekt" ni kashf etdilar. D.V.Skobeltsynning doimiy magnit maydonga joylashtirilgan bulut kamerasi bilan o'tkazgan tajribalari kosmik zarralarning ionlanishi, izlari (izlari) tufayli "ko'rish" imkonini berdi. D. V. Skobeltsyn kosmik zarralar yomg'irini kashf etdi. Koinot nurlaridagi tajribalar mikrodunyo fizikasi uchun bir qator fundamental kashfiyotlar qilish imkonini berdi.

1932 yilda Anderson kosmik nurlardagi pozitronni kashf etdi. 1937 yilda Anderson va Neddermeyer muonlarni topdilar va ularning parchalanish turini ko'rsatdilar. 1947 yilda pi mezonlari topildi. 1955 yilda kosmik nurlarda K-mezonlar, shuningdek, og'ir neytral zarralar - giperonlar mavjudligi aniqlandi. Kvant xarakteristikasi "g'alatilik" kosmik nurlar bilan tajribalarda paydo bo'ldi. Koinot nurlarida o'tkazilgan tajribalar paritetning saqlanishi masalasini ko'tardi, nuklonlarning o'zaro ta'sirida zarrachalarning ko'p hosil bo'lish jarayonlarini kashf etdi va yuqori energiyali nuklonlarning o'zaro ta'siri uchun samarali kesmaning qiymatini aniqlash imkonini berdi. Kosmik raketalar va sun'iy yo'ldoshlarning paydo bo'lishi yangi kashfiyotlar - Yerning ochilishiga olib keldi (1958, (S.N. Vernov va A.E. Chudakov) va ulardan mustaqil ravishda o'sha yili Van Allen) va galaktikaning yangi tadqiqot usullarini yaratishga imkon berdi. va intergalaktik bo'shliqlar.

Yerga yaqin fazoda yuqori energiyali zaryadlangan zarrachalar oqimlari

Yerga yaqin fazoda (YES) bir necha turdagi kosmik nurlar mavjud. Statsionarlarga odatda galaktik kosmik nurlar (GCR), albedo zarralari va radiatsiya kamari kiradi. Statsionar bo'lmaganlarga quyosh kosmik nurlari (SCR) kiradi.

Galaktik kosmik nurlar (GCR)

Galaktik kosmik nurlar (GCR) kinetik energiyaga ega bo'lgan turli xil kimyoviy elementlarning yadrolaridan iborat. E bir necha o'ndan ortiq MeV/nuklon, shuningdek elektronlar va pozitronlar bilan E>10 MeV. Bu zarralar sayyoralararo fazoga yulduzlararo muhitdan kirib keladi. Kosmik nurlarning eng ko'p ehtimoliy manbalari olovlar va ularning paydo bo'lishi hisoblanadi. Pulsarlarning elektromagnit maydonlari zaryadlangan zarralarni tezlashtiradi, keyinchalik ular yulduzlararo magnit maydonlar tomonidan tarqaladi. Biroq, bu hududda mumkin E<100 МэВ/нуклон частицы образуются за счет ускорения в межпланетной среде частиц и . Дифференциальный энергетический спектр ГКЛ носит степенной характер.

Yer magnitosferasidagi ikkilamchi zarralar: radiatsiya kamari, albedo zarralari

Ultra yuqori energiyali kosmik nurlar

Ba'zi zarrachalarning energiyasi GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) chegarasidan oshib ketadi - 5·10 19 eV kosmik nurlar uchun nazariy energiya chegarasi, ularning kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishining fotonlari bilan o'zaro ta'siridan kelib chiqadi. Yiliga bir necha o'nlab bunday zarralar AGASA rasadxonasi tomonidan qayd etilgan. Bu kuzatishlar hali yetarlicha asoslangan ilmiy tushuntirishga ega emas.

Kosmik nurlarni aniqlash

Kosmik nurlar kashf etilgandan keyin uzoq vaqt davomida ularni ro'yxatga olish usullari tezlatgichlarda zarrachalarni ro'yxatga olish usullaridan, ko'pincha stratosferaga yoki kosmosga ko'tarilgan gaz razryadlari hisoblagichlari yoki yadroviy fotografik emulsiyalardan farq qilmadi. Ammo bu usul yuqori energiyali zarralarni tizimli kuzatishga imkon bermaydi, chunki ular juda kamdan-kam hollarda paydo bo'ladi va bunday hisoblagich kuzatuvlarni o'tkazishi mumkin bo'lgan joy uning hajmi bilan cheklangan.

Zamonaviy rasadxonalar turli tamoyillar asosida ishlaydi. Yuqori energiyali zarracha atmosferaga kirganda, u birinchi 100 g/sm²dagi havo atomlari bilan oʻzaro taʼsirlashib, zarrachalar toʻplamini, asosan, pion va muonlarni hosil qiladi, ular oʻz navbatida boshqa zarrachalarni hosil qiladi va hokazo. Dush deb ataladigan zarrachalar konusi hosil bo'ladi. Bunday zarralar havodagi yorug'lik tezligidan oshib ketadigan tezlikda harakat qiladi, natijada Cherenkov porlashi qayd etiladi. Ushbu texnika osmonning yuzlab kvadrat kilometrlarni egallagan hududlarini kuzatish imkonini beradi.

Koinotning chuqurligidan kelayotgan zaryadlangan zarrachalar oqimi - kosmik nurlar kashf etilganidan beri deyarli yuz yil o'tdi. O'shandan beri kosmik nurlanish bilan bog'liq ko'plab kashfiyotlar qilingan, ammo ko'plab sirlar hali ham saqlanib qolgan. Ulardan biri, ehtimol, eng qiziq: 1020 eV dan ortiq energiyaga ega bo'lgan zarralar qaerdan keladi, ya'ni deyarli bir milliard trillion elektron volt, bu eng kuchli tezlatgich - Katta adronda olinadiganidan million barobar ko'p. Collider LHC? Qanday kuchlar va maydonlar zarralarni shunday dahshatli energiyaga tezlashtiradi?

Kosmik nurlar 1912 yilda avstriyalik fizik Viktor Gess tomonidan kashf etilgan. U Venadagi Radiy instituti xodimi bo‘lib, ionlangan gazlar ustida tadqiqot olib borgan. O'sha vaqtga kelib, ular barcha gazlar (shu jumladan atmosfera) har doim bir oz ionlanganligini bilishgan, bu gazda yoki ionlanishni o'lchaydigan qurilma yonida radioaktiv moddaning (masalan, radiy) mavjudligini ko'rsatdi, ehtimol er qobig'ida. Ushbu taxminni tekshirish uchun ionlanish detektorini sharda ko'tarish bo'yicha tajribalar o'tkazildi, chunki gazning ionlanishi yer yuzasidan masofa bilan kamayishi kerak. Javob buning aksi edi: Gess ba'zi nurlanishni kashf etdi, uning intensivligi balandlik bilan ortib boradi. Bu koinotdan kelgan degan fikrni ilgari surdi, lekin nihoyat nurlarning yerdan tashqarida kelib chiqishini koʻplab tajribalardan soʻnggina isbotlash mumkin boʻldi (V. Xess 1936 yildagina Nobel mukofotiga sazovor boʻlgan). Shuni esda tutingki, "radiatsiya" atamasi bu nurlarning sof elektromagnit tabiatga ega ekanligini anglatmaydi (quyosh nurlari, radio to'lqinlar yoki rentgen nurlari); tabiati hali ma'lum bo'lmagan hodisani ochish uchun ishlatilgan. Tez orada kosmik nurlarning asosiy komponenti tezlashtirilgan zaryadlangan zarralar, protonlar ekanligi ma'lum bo'lgan bo'lsa-da, bu atama saqlanib qoldi. Yangi hodisani o'rganish tezda "fanning eng yuqori nuqtasi" deb hisoblangan natijalarni bera boshladi.

Juda yuqori energiyali kosmik zarralarning kashf etilishi darhol (proton tezlatgichi yaratilishidan ancha oldin) savol tug'dirdi: astrofizik ob'ektlarda zaryadlangan zarrachalarni tezlashtirish mexanizmi qanday? Bugun biz bilamizki, javob ahamiyatsiz bo'lib chiqdi: tabiiy, "kosmik" tezlatgich inson tomonidan yaratilgan tezlatgichlardan tubdan farq qiladi.

Tez orada ma'lum bo'ldiki, materiya bo'ylab uchadigan kosmik protonlar uning atomlarining yadrolari bilan o'zaro ta'sirlashib, ilgari noma'lum bo'lgan beqaror elementar zarralarni (ular birinchi navbatda Yer atmosferasida kuzatilgan) tug'diradi. Ularning tug'ilish mexanizmini o'rganish elementar zarrachalar taksonomiyasini qurish uchun samarali yo'l ochdi. laboratoriyada protonlar va elektronlar kosmik nurlarga qaraganda beqiyos darajada zichroq bo'lgan ulkan oqimlarni tezlashtirishni va hosil qilishni o'rgandilar. Oxir oqibat, tezlatgichlarda energiya oladigan zarrachalarning o'zaro ta'siri bo'yicha tajribalar mikrodunyoning zamonaviy rasmini yaratishga olib keldi.

1938 yilda frantsuz fizigi Per Auger ajoyib hodisani - birlamchi protonlar va o'ta yuqori energiyali yadrolarning atmosfera atomlari yadrolari bilan o'zaro ta'siri natijasida paydo bo'ladigan ikkilamchi kosmik zarrachalar yomg'irini kashf etdi. Ma'lum bo'lishicha, kosmik nurlar spektrida 1015-1018 eV tartibli energiyaga ega - laboratoriyada tezlashtirilgan zarrachalar energiyasidan millionlab marta ko'p zarralar mavjud. Akademik Dmitriy Vladimirovich Skobeltsyn bunday zarralarni o'rganishga alohida e'tibor berdi va urushdan so'ng darhol 1947 yilda o'zining eng yaqin hamkasblari G. T. Zatsepin va N. A. Dobrotin bilan birgalikda atmosferadagi ikkilamchi zarrachalar kaskadlarini keng qamrovli havo yomg'iri deb ataladigan keng qamrovli tadqiqotlarni tashkil etdi ( EAS). Koinot nurlarining birinchi tadqiqotlari tarixini N. Dobrotin va V. Rossi kitoblarida topish mumkin. Vaqt o'tishi bilan D. V. Skobeltsyn maktabi dunyodagi eng kuchli maktablardan biriga aylandi va ko'p yillar davomida o'ta yuqori energiyali kosmik nurlarni o'rganishning asosiy yo'nalishlarini belgilab berdi. Uning usullari o'rganilayotgan energiya diapazonini sharlar va sun'iy yo'ldoshlarda qayd etilgan 109-1013 eV dan 1013-1020 eV gacha kengaytirish imkonini berdi. Ikki jihat bu tadqiqotlarni ayniqsa jozibador qildi.

Birinchidan, tabiatning o'zi tomonidan yaratilgan yuqori energiyali protonlardan ularning atmosfera atomlarining yadrolari bilan o'zaro ta'sirini o'rganish va elementar zarrachalarning eng nozik tuzilishini ochish uchun foydalanish mumkin bo'ldi.

Ikkinchidan, fazoda zarrachalarni juda yuqori energiyaga tezlashtira oladigan jismlarni topish mumkin bo'ldi.

Birinchi jihat kutilgandek unumli bo'lmadi: elementar zarrachalarning nozik tuzilishini o'rganish protonlarning o'zaro ta'siri haqida kosmik nurlardan ko'ra ko'proq ma'lumot talab qildi. Shu bilan birga, protonlarning o'zaro ta'sirining eng umumiy xususiyatlarining ularning energiyasiga bog'liqligini o'rganish orqali mikrodunyoni tushunishga muhim hissa qo'shildi. Aynan EAS ni oʻrganish jarayonida elementar zarrachalarning kvark-glyon tuzilishi bilan bogʻliq boʻlgan ikkilamchi zarrachalar soni va ularning energiya taqsimotining birlamchi zarracha energiyasiga bogʻliqligining xususiyati aniqlandi. Keyinchalik bu ma'lumotlar tezlatgichlarda o'tkazilgan tajribalarda tasdiqlandi.
Bugungi kunda kosmik nurlarning atmosfera atomlari yadrolari bilan o'zaro ta'sirining ishonchli modellari yaratilgan bo'lib, ular eng yuqori energiyaga ega bo'lgan asosiy zarrachalarining energiya spektrini va tarkibini o'rganish imkonini berdi. Kosmik nurlar Galaktikaning rivojlanish dinamikasida uning maydonlari va yulduzlararo gaz oqimlaridan kam rol o'ynashi aniq bo'ldi: kosmik nurlarning, gazning va magnit maydonning o'ziga xos energiyasi taxminan sm3 uchun 1 eV ga teng. Yulduzlararo muhitda energiyaning bunday muvozanati bilan kosmik nurlar zarralarining tezlashishi gazni isitish va chiqarish uchun mas'ul bo'lgan bir xil ob'ektlarda, masalan, portlash paytida yangi va o'ta yangi yulduzlarda sodir bo'ladi deb taxmin qilish tabiiydir.

Kosmik nurlar tezlashuvining birinchi mexanizmi Enriko Fermi tomonidan yulduzlararo plazmaning magnitlangan bulutlari bilan xaotik tarzda to'qnashadigan protonlar uchun taklif qilingan, ammo barcha eksperimental ma'lumotlarni tushuntirib bera olmadi. 1977 yilda akademik Germogen Filippovich Krimskiy ushbu mexanizm o'ta yangi yulduz qoldiqlaridagi zarralarni zarba to'lqinlari jabhalarida ancha kuchliroq tezlashtirishi kerakligini ko'rsatdi, ularning tezligi bulutlar tezligidan kattaroqdir. Bugungi kunda o'ta yangi yulduzlar qobig'idagi zarba to'lqini orqali kosmik protonlar va yadrolarni tezlashtirish mexanizmi eng samarali ekanligi ishonchli tarzda isbotlangan. Ammo uni laboratoriya sharoitida ko'paytirish imkoni yo'q: tezlashuv nisbatan sekin sodir bo'ladi va tezlashtirilgan zarrachalarni ushlab turish uchun juda katta energiya talab qiladi. O'ta yangi yulduz qobig'ida bu sharoitlar portlashning o'ziga xos xususiyati tufayli mavjud. Shunisi e'tiborga loyiqki, kosmik nurlarning tezlashishi kosmik nurlarda mavjud bo'lgan og'ir yadrolarning (geliydan og'irroq) sintezi uchun javob beradigan noyob astrofizik ob'ektda sodir bo'ladi.

Bizning Galaktikamizda yalang'och ko'z bilan kuzatilgan ming yildan kam bo'lgan bir nechta o'ta yangi yulduzlar mavjud. Eng mashhurlari Toros yulduz turkumidagi Qisqichbaqa tumanligi ("Qisqichbaqa" 1054 yildagi Supernova portlashining qoldig'i, sharqiy yilnomalarda qayd etilgan), Kassiopiya-A (1572 yilda astronom Tixo Brahe tomonidan kuzatilgan) va Kepler Supernova. Ophiuchus yulduz turkumida (1680). Bugungi kunda ularning qobiqlarining diametri 5-10 yorug'lik yili (1 yorug'lik yili = 1016 m), ya'ni ular yorug'lik tezligidan 0,01 tezlikda kengayib, taxminan o'n ming yorug'lik yili masofalarida joylashgan. Yerdan. Supernovalar ("tumanliklar") qobiqlari Chandra, Hubble va Spitzer kosmik observatoriyalari tomonidan optik, radio, rentgen va gamma-nurlari diapazonlarida kuzatilgan. Ular elektronlar va protonlarning rentgen nurlanishi bilan birga tezlashishi haqiqatda qobiqlarda sodir bo'lishini ishonchli ko'rsatdi.

2000 yoshdan kichik bo'lgan 60 ga yaqin o'ta yangi yulduz qoldiqlari yulduzlararo bo'shliqni o'lchangan o'ziga xos energiyaga ega bo'lgan kosmik nurlar bilan to'ldirishi mumkin (sm3 uchun ~ 1 eV), o'ndan kamrog'i ma'lum. Bu tanqislik Galaktikaning yulduzlar va oʻta yangi yulduzlar toʻplangan tekisligida Yerdagi kuzatuvchiga yorugʻlikni oʻtkazmaydigan juda koʻp chang borligi bilan izohlanadi. Chang qatlami shaffof bo'lgan rentgen va gamma nurlaridagi kuzatuvlar kuzatilgan "yosh" o'ta yangi qobiqlarning ro'yxatini kengaytirishga imkon berdi. Ushbu yangi kashf etilgan qobiqlarning eng oxirgisi 2008 yil yanvar oyidan boshlab Chandra rentgen teleskopi bilan kuzatilgan Supernova G1.9+0.3 edi. Uning qobig'ining o'lchami va kengayish tezligining hisob-kitoblari shuni ko'rsatadiki, u taxminan 140 yil oldin yonib ketgan, ammo uning nurini Galaktikaning chang qatlami to'liq singdirishi sababli optik diapazonda ko'rinmagan.

Somon yo'li galaktikamizda portlash sodir bo'lgan o'ta yangi yulduzlar haqidagi ma'lumotlar boshqa galaktikalardagi o'ta yangi yulduzlar haqidagi ancha boy statistik ma'lumotlar bilan to'ldiriladi. Tezlashtirilgan protonlar va yadrolarning mavjudligini to'g'ridan-to'g'ri tasdig'i neytral pionlarning - protonlarning (va yadrolarning) manba moddasi bilan o'zaro ta'siri natijasida hosil bo'lgan yuqori energiyali fotonlarga ega gamma-nurlanishdir. Eng yuqori energiyali bunday fotonlar ikkilamchi EAS zarralari chiqaradigan Vavilov-Cherenkov nurini qayd qiluvchi teleskoplar yordamida kuzatiladi. Ushbu turdagi eng ilg'or asbob Namibiyadagi HESS bilan hamkorlikda yaratilgan oltita teleskop massividir. Qisqichbaqaning gamma nurlari birinchi bo'lib o'lchandi va uning intensivligi boshqa manbalar uchun intensivlik o'lchovi bo'ldi.

Olingan natija nafaqat Supernovada protonlar va yadrolarni tezlashtirish mexanizmi mavjudligini tasdiqlaydi, balki tezlashtirilgan zarralar spektrini: "ikkilamchi" gamma nurlari va "birlamchi" protonlar va yadrolar spektrini baholashga imkon beradi. juda yaqin. Qisqichbaqadagi magnit maydon va uning kattaligi protonlarni 1015 eV energiyagacha tezlashtirishga imkon beradi. Manbadagi va yulduzlararo muhitdagi kosmik nur zarrachalarining spektrlari biroz farq qiladi, chunki zarralarning manbadan chiqib ketish ehtimoli va zarrachalarning Galaktikadagi umri zarrachaning energiyasi va zaryadiga bog'liq. Yer yaqinida o‘lchangan kosmik nurlarning energiya spektri va tarkibini manbadagi spektr va tarkibi bilan solishtirish zarrachalarning yulduzlar orasida qancha vaqt harakatlanishini tushunish imkonini berdi. Er yaqinidagi kosmik nurlarda manbaga qaraganda sezilarli darajada ko'p litiy, berilliy va bor yadrolari mavjud edi - ularning qo'shimcha soni og'irroq yadrolarning yulduzlararo gaz bilan o'zaro ta'siri natijasida paydo bo'ladi. Bu farqni o‘lchash orqali biz yulduzlararo muhitda aylanib yurgan holda kosmik nurlar o‘tgan moddaning X miqdorini hisoblab chiqdik. Yadro fizikasida zarrachaning o'z yo'lida duch keladigan moddalar miqdori g/sm2 bilan o'lchanadi. Buning sababi shundaki, moddaning yadrolari bilan to'qnashuvda zarralar oqimining qisqarishini hisoblash uchun yo'nalishga ko'ndalang bo'lgan turli sohalarga (kesimlarga) ega bo'lgan zarrachaning yadrolar bilan to'qnashuvlar sonini bilish kerak. zarrachadan. Ushbu birliklarda moddalar miqdorini ifodalash orqali barcha yadrolar uchun yagona o'lchov shkalasi olinadi.

Eksperimental ravishda topilgan X ~ 5-10 g/sm2 qiymati yulduzlararo muhitda kosmik nurlarning t umrini taxmin qilish imkonini beradi: t ≈ X/rc, bu erda c - zarracha tezligi, taxminan yorug'lik tezligiga teng, r ~10–24 g/sm3 oʻrtacha zichlikdagi yulduzlararo muhitdir. Demak, kosmik nurlarning umri taxminan 108 yil. Bu vaqt manbadan Yerga to'g'ri chiziq bo'ylab c tezlikda harakatlanuvchi zarrachaning uchish vaqtidan ancha uzun (Galaktikaning bizga qarama-qarshi tomonidagi eng uzoq manbalar uchun 3·104 yil). Bu shuni anglatadiki, zarralar to'g'ri chiziq bo'ylab harakat qilmaydi, balki tarqalishni boshdan kechiradi. Induksiya B ~ 10-6 gauss (10-10 tesla) bo'lgan galaktikalarning xaotik magnit maydonlari ularni radiusli (giroradius) R = E/3 x 104B bo'lgan aylana bo'ylab harakatlantiradi, bu erda R m da, E - zarracha energiyasi. eV, B - Gausslardagi magnit induksiya maydonlari. O'rtacha zarrachalar energiyasida E< 1017 эВ, полученных в ускорителях-Сверхновых, гирорадиус оказывается значительно меньше размера Галактики (3·1020 м).

Faqat energiya E > 1019 eV bo'lgan zarralar manbadan taxminan to'g'ri chiziq bo'ylab keladi. Shuning uchun, EAS ni yaratadigan 1019 eV dan kam energiyaga ega bo'lgan zarrachalarning yo'nalishi ularning manbasini ko'rsatmaydi. Ushbu energiya mintaqasida protonlar va kosmik nurlar yadrolari tomonidan manbalarning o'zida hosil bo'lgan ikkilamchi nurlanishni kuzatish qoladi. Gamma nurlanishining kuzatiladigan energiya mintaqasida (E< 1013 эВ) данные о направлении прихода его квантов убедительно показывают, что космические лучи излучают объекты, сконцентрированные в плоскости нашей Галактики. Там же сосредоточено и межзвёздное вещество, с которым взаимодействуют частицы космических лучей, генерируя вторичное гамма-излучение.

Kosmik nurlarning "mahalliy" galaktik hodisa sifatidagi g'oyasi faqat o'rtacha energiya E zarralari uchun to'g'ri bo'ldi.< 1017 эВ. Ограниченные возможности Галактики как ускорять, так и удерживать частицы с особенно высокой энергией были убедительно продемонстрированы в опытах по измерению энергетического спектра космических лучей.

1958 yilda Georgiy Borisovich Kristiansen va German Viktorovich Kulikov 3·1015 eV energiyadagi kosmik nurlarning energiya spektri ko'rinishining keskin o'zgarishini aniqladilar. Ushbu qiymatdan past energiyalarda, zarrachalar spektri bo'yicha eksperimental ma'lumotlar odatda "quvvat qonuni" shaklida taqdim etilgan, shuning uchun ma'lum energiyaga ega N zarrachalar soni E zarracha energiyasi g quvvatiga teskari proportsional deb hisoblanadi: N( E)=a/Eg (g - differensial spektr indeksi ). Energiya 3·1015 eV gacha, indikator g = 2,7, lekin yuqori energiyalarga o'tishda energiya spektri "burilish" ni boshdan kechiradi: E > 3·1015 eV energiyalar uchun g 3,15 ga aylanadi. Spektrdagi bu o'zgarishni tezlashtirilgan zarrachalar energiyasining Supernovada tezlanish mexanizmi uchun hisoblangan maksimal mumkin bo'lgan qiymatga yaqinlashishi bilan bog'lash tabiiydir. 1015-1017 eV energiya diapazonidagi birlamchi zarrachalarning yadroviy tarkibi ham spektr uzilishining bunday tushuntirish foydasiga gapiradi. Bu haqda eng ishonchli ma'lumot EASning murakkab qurilmalari - "MGU", "Tunka", "Tibet", "Cascade" tomonidan taqdim etiladi. Ularning yordami bilan nafaqat birlamchi yadrolarning energiyasi haqida ma'lumot, balki ularning atom raqamlariga bog'liq parametrlar - dushning "kengligi", elektronlar va muonlar soni o'rtasidagi nisbat, eng baquvvat yadrolar soni o'rtasidagi nisbat ham olinadi. elektronlar va ularning umumiy soni. Bu ma'lumotlarning barchasi shuni ko'rsatadiki, birlamchi zarrachalar energiyasining spektrning chap chegarasidan sinishidan oldingi energiyaga ko'payishi bilan ularning o'rtacha massasi ortadi. Zarrachalarning massa tarkibidagi bu o'zgarish Supernovada zarracha tezlashuvi modeliga mos keladi - u zarrachaning zaryadiga bog'liq bo'lgan maksimal energiya bilan chegaralanadi. Protonlar uchun bu maksimal energiya 3·1015 eV darajasida va tezlashtirilgan zarracha (yadro) zaryadiga mutanosib ravishda ortadi, shuning uchun temir yadrolari ~1017 eV gacha samarali tezlashadi. Zarrachalar oqimining intensivligi maksimaldan oshib ketadigan energiya bilan tez kamayadi.

Ammo undan ham yuqori energiyaga ega (~3·1018 eV) zarrachalarning qayd etilishi kosmik nurlar spektri nafaqat buzilmasligini, balki uzilishgacha kuzatilgan shaklga qaytishini ko'rsatdi!

"Ultra yuqori" energiya mintaqasida (E > 1018 eV) energiya spektrini o'lchash bunday zarrachalarning kichik soni tufayli juda qiyin. Ushbu noyob hodisalarni kuzatish uchun yuzlab va hatto minglab maydonlarda atmosferada hosil bo'lgan EAS zarralari va Vavilov-Cherenkov nurlanishi va ionlashtiruvchi nurlanish (atmosfera floresansi) oqimi uchun detektorlar tarmog'ini yaratish kerak. kvadrat kilometrni tashkil etadi. Bunday yirik, murakkab qurilmalar uchun joylar cheklangan iqtisodiy faoliyat bilan, lekin juda ko'p sonli detektorlarning ishonchli ishlashini ta'minlash imkoniyati bilan tanlanadi. Bunday inshootlar dastlab o'nlab kvadrat kilometr maydonlarda (Yakutsk, Havera bog'i, Akeno), keyin yuzlab (AGASA, Fly's Eye, HiRes) qurilgan va nihoyat, minglab kvadrat kilometrlik inshootlar yaratilmoqda (Pierre Auger rasadxonasi Argentina, Yuta, AQShda teleskopik o'rnatish).

O'ta yuqori energiyali kosmik nurlarni o'rganishning navbatdagi bosqichi kosmosdan atmosfera floresansini kuzatish orqali EASni aniqlash usulini ishlab chiqish bo'ladi. Rossiya bir qancha davlatlar bilan hamkorlikda birinchi kosmik EAS detektori TUS loyihasini yaratmoqda. Yana bir shunday detektor XKS (JEM-EUSO va KLPVE loyihalari) Xalqaro kosmik stansiyasiga o‘rnatilishi kutilmoqda.

Bugungi kunda biz ultra yuqori energiyali kosmik nurlar haqida nimani bilamiz? Pastki rasmda energiya spektri 1018 eV dan yuqori bo'lgan kosmik nurlarning energiya spektri ko'rsatilgan bo'lib, ular oxirgi avlod qurilmalari (HiRes, Per Auger rasadxonasi) yordamida yuqorida ko'rsatilganidek, quyi energiyaning kosmik nurlari haqidagi ma'lumotlar bilan birga olingan. Somon yo'li galaktikasi. Ko'rinib turibdiki, 3 · 1018-3 · 1019 eV energiyalarda differensial energiya spektri indeksi 2,7-2,8 qiymatgacha pasaygan, xuddi zarrachalar energiyasi maksimaldan ancha past bo'lgan galaktik kosmik nurlar uchun kuzatilganiga o'xshaydi. galaktik tezlatgichlar uchun mumkin. Bu juda yuqori energiyalarda zarralarning asosiy oqimi galaktikadan sezilarli darajada yuqori maksimal energiyaga ega bo'lgan ekstragalaktik kelib chiqadigan tezlatgichlar tomonidan yaratilganligini ko'rsatmaydimi? Galaktik kosmik nurlar spektrining uzilishi shuni ko'rsatadiki, galaktikadan tashqari kosmik nurlarning hissasi 1014-1016 eV o'rtacha energiya mintaqasidan o'tishda keskin o'zgaradi, bu erda u galaktik nurlarning hissasidan taxminan 30 baravar kam (spektr bilan ko'rsatilgan). rasmdagi nuqta chiziq), o'ta yuqori energiya mintaqasiga, u erda u dominant bo'ladi.

So'nggi o'n yilliklarda zaryadlangan zarralarni 1019 eV dan kattaroq energiyaga tezlashtirishga qodir bo'lgan ekstragalaktik ob'ektlar haqida ko'plab astronomik ma'lumotlar to'plangan. D o'lchamdagi ob'ekt zarralarni E energiyasiga tezlashtirishi mumkinligining aniq belgisi bu ob'ekt bo'ylab B magnit maydonining mavjudligi bo'lib, zarrachaning girorradiusi D dan kichik bo'ladi. Bunday nomzod manbalarga radiogalaktikalar kiradi (kuchli radio emissiyasi) ; qora tuynuklarni o'z ichiga olgan faol galaktikalarning yadrolari; to'qnashuvchi galaktikalar. Ularning barchasida yorug'lik tezligiga yaqinlashib, ulkan tezlikda harakatlanadigan gaz (plazma) oqimlari mavjud. Bunday reaktivlar tezlatgichning ishlashi uchun zarur bo'lgan zarba to'lqinlari rolini o'ynaydi. Ularning kosmik nurlarning kuzatilgan intensivligiga qo'shgan hissasini baholash uchun manbalarning Yerdan masofalarga taqsimlanishini va zarrachalarning intergalaktik fazodagi energiya yo'qotishlarini hisobga olish kerak. Fon kosmik radio emissiyasi kashf etilishidan oldin, intergalaktik makon nafaqat elektromagnit nurlanish, balki o'ta yuqori energiya zarralari uchun ham "bo'sh" va shaffof bo'lib tuyuldi. Galaktikalararo fazodagi gazning zichligi, astronomik ma'lumotlarga ko'ra, shunchalik kichikki (10-29 g/sm3), hatto yuzlab milliard yorug'lik yili (1024 m) zarrachalar juda katta masofalarda ham gaz atomlarining yadrolariga duch kelmaydi. Biroq, Olam Katta portlashdan keyin qolgan kam energiyali fotonlar (taxminan 500 foton/sm3 energiya Eph ~ 10–3 eV) bilan to'ldirilganligi ma'lum bo'lgach, energiya E ~ dan katta bo'lgan proton va yadrolar ekanligi ma'lum bo'ldi. 5·1019 eV, chegara Greisen - Zatsepin - Kuzmin (GZK) fotonlar bilan o'zaro ta'sir qilishi va o'n millionlab yorug'lik yilidan ortiq yo'lda energiyaning katta qismini yo'qotishi kerak. Shunday qilib, bizdan 107 yorug'lik yilidan ko'proq masofada joylashgan koinotning katta qismi energiya 5·1019 eV dan ortiq bo'lgan nurlarda kuzatish uchun imkonsiz bo'lib chiqdi. Ultra yuqori energiyali kosmik nurlar spektri bo'yicha so'nggi eksperimental ma'lumotlar (HiRes o'rnatish, Per Auger rasadxonasi) Yerdan kuzatilgan zarralar uchun ushbu energiya chegarasi mavjudligini tasdiqlaydi.

Ko'rib turganingizdek, ultra yuqori energiyali kosmik nurlarning kelib chiqishini o'rganish juda qiyin: eng yuqori energiyali kosmik nurlarning mumkin bo'lgan manbalarining aksariyati (GZK chegarasidan yuqori) shunchalik uzoqdaki, zarralar olingan energiyani yo'qotadi. Yerga ketayotganda manbada. Va GZK chegarasidan kamroq energiyalarda, zarrachalarning Galaktikaning magnit maydoni tomonidan og'ishi hali ham katta va zarrachalarning kelish yo'nalishi manbaning samoviy sferadagi o'rnini ko'rsatishi dargumon.

O'ta yuqori energiyali kosmik nurlar manbalarini izlashda etarlicha yuqori energiyaga ega bo'lgan zarrachalarning eksperimental o'lchangan kelish yo'nalishining o'zaro bog'liqligi tahlili qo'llaniladi - shunda Galaktika maydonlari zarrachalarni yo'nalishdan biroz burishadi. manba. Oldingi avlod qurilmalari zarrachalarning kelish yo'nalishini har qanday maxsus tanlangan astrofizik ob'ektlarning koordinatalari bilan bog'liqligi to'g'risida ishonchli ma'lumotlarni taqdim etmadi. Per Auger rasadxonasining so'nggi ma'lumotlarini kelgusi yillarda GZK chegarasi bo'yicha energiya bilan intensiv zarracha oqimlarini yaratishda AGN tipidagi manbalarning roli to'g'risidagi ma'lumotlarni olish uchun umid deb hisoblash mumkin.

Qizig'i shundaki, AGASA o'rnatilishi kuzatuv davrida ikki yoki hatto uchta zarracha keladigan "bo'sh" yo'nalishlar (ma'lum manbalar mavjud bo'lmaganlar) mavjudligi haqida ko'rsatma oldi. Bu elementar zarralar fizikasi bilan uzviy bog'liq bo'lgan koinotning paydo bo'lishi va rivojlanishi haqidagi fan - kosmologiya bilan shug'ullanadigan fiziklar orasida katta qiziqish uyg'otdi. Ma'lum bo'lishicha, mikrokosmosning tuzilishi va koinotning rivojlanishining ba'zi modellari (Katta portlash nazariyasi) zamonaviy olamda 1023-1024 eV gacha bo'lgan massali o'ta massali elementar zarralarning saqlanishini bashorat qiladi, ulardan materiya. Katta portlashning eng dastlabki bosqichidan iborat. Ularning koinotda tarqalishi unchalik aniq emas: ular kosmosda bir xilda taqsimlanishi yoki koinotning massiv hududlariga "jalb etilishi" mumkin. Ularning asosiy xususiyati shundaki, bu zarralar beqaror va engilroq bo'lganlarga, jumladan, barqaror protonlar, fotonlar va neytrinolarga parchalanishi mumkin, ular ulkan kinetik energiyaga ega - 1020 eV dan ortiq. Bunday zarralar saqlanadigan joylar (Koinotning topologik nuqsonlari) protonlar, fotonlar yoki o'ta yuqori energiyali neytrinolarning manbalari bo'lishi mumkin.

Galaktik manbalarda bo'lgani kabi, ekstragalaktik ultra yuqori energiyali kosmik nur tezlatgichlarining mavjudligi gamma-nur detektorlari ma'lumotlari bilan tasdiqlangan, masalan, yuqorida ko'rsatilgan ekstragalaktik ob'ektlarga - kosmik nur manbalariga nomzodlarga qaratilgan HESS teleskoplari.

Ular orasida eng istiqbollilari gaz oqimlari bo'lgan faol galaktik yadrolar (AGN) edi. HESS o'rnatishda eng yaxshi o'rganilgan ob'ektlardan biri bu bizning Galaktikamizdan 50 million yorug'lik yili uzoqlikda joylashgan Virgo yulduz turkumidagi M87 galaktikasidir. Uning markazida qora tuynuk joylashgan bo'lib, u yaqin atrofdagi jarayonlarni va, xususan, ushbu galaktikaga tegishli ulkan plazma oqimini energiya bilan ta'minlaydi. M87-da kosmik nurlarning tezlashishi uning gamma-nurlanishi, HESS o'rnatishda kuzatilgan 1-10 TeV (1012-1013 eV) energiyali fotonlarning energiya spektri kuzatuvlari bilan bevosita tasdiqlanadi. M87 dan kuzatilgan gamma-nurlarining intensivligi Qisqichbaqa intensivligining taxminan 3% ni tashkil qiladi. Ushbu ob'ektlargacha bo'lgan masofadagi farqni hisobga olsak (5000 marta), bu M87 ning yorqinligi Qisqichbaqa yorqinligidan 25 million marta oshib ketishini anglatadi!

Ushbu ob'ekt uchun yaratilgan zarracha tezlashuvi modellari shuni ko'rsatadiki, M87 da tezlashtirilgan zarrachalarning intensivligi shunchalik katta bo'lishi mumkinki, hatto 50 million yorug'lik yili masofasida ham bu manbadan olingan hissa 1019 eV dan yuqori energiyaga ega bo'lgan kosmik nurlarning kuzatilgan intensivligini keltirib chiqarishi mumkin.

Ammo bu erda bir sir bor: EAS haqidagi zamonaviy ma'lumotlarda ushbu manbaga nisbatan 1019 eV energiyaga ega bo'lgan ortiqcha zarrachalar yo'q. Ammo bu manba kelajakdagi kosmik tajribalar natijalarida, uzoq manbalar kuzatilgan hodisalarga hissa qo'shmaydigan energiyalarda paydo bo'lmaydimi? Energiya spektrining uzilishi bilan bog'liq vaziyat yana takrorlanishi mumkin, masalan, 2·1020 energiyada. Ammo bu safar manba birlamchi zarracha traektoriyasi yoʻnalishini oʻlchashda koʻrinib turishi kerak, chunki > 2·1020 eV energiyalar shunchalik yuqoriki, zarrachalar galaktik magnit maydonlarda burilmasligi kerak.

Ko'rib turganimizdek, bir asrlik kosmik nurlarni o'rganishdan so'ng, biz yana yangi kashfiyotlar kutmoqdamiz, bu safar tabiati hali noma'lum bo'lgan, ammo koinot tuzilishida muhim rol o'ynashi mumkin bo'lgan ultra yuqori energiyali kosmik nurlanish.

Adabiyot

Dobrotin N. A. Kosmik nurlar. - M .: nashriyot uyi. SSSR Fanlar akademiyasi, 1963 yil.

Murzin V.S. Kosmik nurlar fizikasiga kirish. - M .: nashriyot uyi. Moskva davlat universiteti, 1988 yil.

Panasyuk M.I. Koinot sayohatchilari yoki Katta portlash aks-sadosi. - Fryazino: "Vek2", 2005 yil.

Rossi B. Kosmik nurlar. - M.: Atomizdat, 1966 yil.

Xrenov B.A. Relyativistik meteorlar // Rossiyada fan, 2001 yil, № 4.

Xrenov B. A. va Panasyuk M. I. Kosmosning xabarchilari: uzoqmi yoki yaqinmi? // Tabiat, 2006 yil, 2-son.

Koinot agentliklari juda yaqin kelajakda Oy va Marsga odamning uchishi mumkinligini e'lon qilmoqda, ommaviy axborot vositalari esa kosmik nurlanish, magnit bo'ronlari va quyosh shamoli haqidagi maqolalar bilan oddiy odamlar ongiga qo'rquv uyg'otmoqda. Keling, yadro fizikasi tushunchalarini tushunishga va xavflarni baholashga harakat qilaylik.

Entsiklopedik ma'lumotlar

Kontseptsiya yerdan tashqaridagi har qanday elektromagnit nurlanishni o'z ichiga oladi. Bular koinotda harakatlanib, sayyoramizning magnit qobig'iga, ba'zan esa Yer yuzasiga etib boradigan turli energiyadagi zaryadlangan va zaryadsiz zarrachalar oqimlaridir. Inson sezgilari ularni sezmaydi. Kosmik nurlanish manbalari yulduzlar va galaktikalardir.

Kashfiyot tarixi

Kosmiklar mavjudligini kashf qilishning ustuvorligi ham deyiladi) avstriyalik fizigi V. Xessga (1883-1964) tegishli. 1913 yilda u havoning elektr o'tkazuvchanligini o'rgandi. Amerika fizigi Karl Devid Anderson (1905-1991) bilan hamkorlikda u havoning elektr o'tkazuvchanligi kosmik ionlashtiruvchi nurlanishning atmosferaga ta'siri natijasida paydo bo'lishini isbotladi. Tadqiqotlari uchun ikkala olim ham 1936 yilda Nobel mukofotiga sazovor bo'lishdi. Moddaning xossalari sohasidagi keyingi tadqiqotlar o'tgan asrning 50-yillarida ushbu nurlanishlar spektrini va pozitronlar, pionlar, muonlar, giperonlar va mezonlarning kelib chiqishini aniqlashga imkon berdi.

Galaktik kosmik nurlanish

Yadro fizikasidagi kosmik oqimning energiyasi elektronvoltlarda o'lchanadi va 0,00001-100 kvintillionga teng. Birlamchi (galaktik) kosmik nurlanish zarralari oqimi geliy va vodorod yadrolaridan iborat. Radiatsiya oqimi bizning Quyosh sistemamizning magnitosferasi, Quyosh va sayyoralarning magnit maydonlari tomonidan zaiflashadi. Yer atmosferasi va uning magnit maydoni sayyoramizdagi hayotni himoya qiladi. Zarrachalar atmosferaga kirganda, ular ikkilamchi nurlanish deb ataladigan kaskadli yadroviy o'zgarishlarga uchraydi. Koinot jismlari va Somon yo'li galaktikasi ichidagi o'ta yangi yulduz portlashlaridan kelib chiqadigan radiatsiya bu beta va gamma zarralarining manbai bo'lib, ular sayyoramizga havo yomg'iri deb ataladigan shaklda etib boradi. Yerning magnit maydonida alfa va beta zarralari neytral gamma zarralaridan farqli ravishda qutblarga buriladi.

Quyoshning kosmik nurlanishi

Tabiatda galaktikaga yaqin bo'lib, u Quyosh xromosferasida paydo bo'ladi va plazma moddasining portlashi, so'ngra yo'nalishlarning otilishi va magnit bo'ronlari bilan birga keladi. Oddiy quyosh faolligida bu oqimning zichligi va energiyasi kichik bo'lib, ular galaktik kosmik nurlanish bilan muvozanatlanadi. Olovlar paytida oqim zichligi sezilarli darajada oshadi va Galaktikadan keladigan radiatsiyadan oshib ketadi.

Sayyora aholisi uchun hech qanday xavf yo'q

Va haqiqatan ham shunday. Kosmik nurlanish kashf etilgandan beri olimlar uni o'rganishni to'xtatmadilar. So'nggi tadqiqotlar shuni tasdiqlaydiki, bu oqimlarning zararli ta'siri sayyora atmosferasi va ozon qatlami tomonidan so'riladi. U astronavtlar va 10 kilometrdan ortiq balandlikda joylashgan ob'ektlarga zarar etkazishi mumkin. Atmosferadagi ushbu xavfli zarralar oqimining kaskadli yo'q qilinishi jarayonini tasavvur qilish juda oson. Katta zinapoyadan Lego minorasini uloqtirganingizni tasavvur qiling. Har bir qadamda undan ko'p qismlar uchib ketadi. Koinot nurlanishining zaryadlangan zarralari atmosferadagi atomlari bilan shunday to'qnashadi va halokatli salohiyatini yo'qotadi.

Kosmonavtlar haqida nima deyish mumkin?

Inson kosmosda Yerning magnit maydonida mavjud. Atmosferadan tashqarida bo'lsa ham, u sayyoraning magnit maydoniga ta'sir qiladi. Istisnolar - kosmonavtlarning Oyga parvozlari. Bundan tashqari, ta'sir qilish muddati ham muhimdir. Kosmosdagi eng uzoq parvoz bir yildan ko'proq davom etdi. NASA kosmik agentligi tomonidan o'tkazilgan kosmonavtlarning sog'lig'ini o'rganish shuni ko'rsatdiki, qabul qilingan kosmik nurlanish dozasi qanchalik ko'p bo'lsa, ularda katarakt rivojlanishi ehtimoli shunchalik yuqori bo'ladi. Kosmik nurlanish sayyoralararo sayohat paytida asosiy xavf hisoblansa-da, hali etarli ma'lumot yo'q.

Marsga kim yetib boradi?

AQSh Federal Aviatsiya boshqarmasi ma’lum qilishicha, Qizil sayyoraga 32 oylik missiyadan so‘ng kosmonavtlar erkaklarning 10 foizida va ayollarning 17 foizida o‘limga olib keladigan saratonga olib keladigan darajada kosmik nurlanishga duchor bo‘ladilar. Bundan tashqari, katarakt rivojlanish xavfi, nasldagi bepushtlik va genetik anormallik ehtimoli sezilarli darajada oshadi. Keling, neyronlar tug'iladigan joy - gipokampusdagi neyrogenez jarayonlaridagi buzilishlarni va uzoq muddatli xotiraning pasayishini qo'shamiz. Ushbu ta'sirni kamaytirish uchun dizaynerlar hali ham yuqori tezlikdagi kosmik kemalar uchun himoya zirhlarini va astronavtlar uchun yangi samarali neyroprotektorlarni ixtiro qilishlari kerak.

Kosmosdagi zarralar gadjetlarni buzadi

Vaderbilt universiteti (AQSh) professori Bxarat Bhuva elektron qurilmalar kosmik nurlanish ta’sirida ishdan chiqishi mumkinligini aniqladi. Uning tadqiqotiga ko‘ra, nurlanish yuqori aniqlikdagi elektron qurilmalarning integral sxemalariga xalaqit berishi mumkin, bu esa ularning xotirasidagi ma’lumotlarning o‘zgarishiga olib keladi. Dalil sifatida quyidagi faktlar keltiriladi:

sarhisob qilar ekanmiz

Endi tizim ma'murlari va dasturchilar kompyuter jihozlarining ishlashidagi nosozliklar va nosozliklar uchun tushuntirishga ega. Bularning barchasi kosmik nurlanishning aybi! Hazillarni bir chetga surib, eslaylikki, umuman Yer sayyorasidagi hayot, xususan, bizning tanamiz juda nozik biologik tizimlardir. Milliardlab yillik biologik evolyutsiya sayyoramiz sharoitida organik hayotning barcha shakllarining kuchini sinab ko'rdi. Biz o'zimizni ko'p narsadan himoya qila olamiz, lekin har doim ehtiyot bo'lish kerak bo'lgan tahdidlar mavjud. Va o'zingizni to'g'ri himoya qilish uchun siz tahdidlar haqida bilishingiz kerak. Aware - qurollangan degan ma'noni anglatadi. Va astronavtlar hali ham Marsga uchib ketishadi, balki 2030 yilgacha emas, lekin ular aniq uchishadi! Axir biz insonlar hamisha yulduzlarga intilamiz!

Entsiklopedik YouTube

1 / 5

✪ Kosmik nurlar: ular nima?

✪ NASA: KOSMIK NURLARNI o'rganish

✪ Ultra yuqori energiyali kosmik nurlar - Sergey Troitskiy

✪ KOSMIK NURLAR SIRI

✪ Kichikda ajoyib. Kosmik nurlar tajribasi

Subtitrlar

Asosiy ma'lumotlar

Kosmik nurlar fizikasi qismi hisoblanadi yuqori energiya fizikasi Va zarrachalar fizikasi.

Kosmik nurlar fizikasi o'rganish:

kosmik nurlarning paydo bo'lishiga va tezlashishiga olib keladigan jarayonlar;
kosmik nurlar zarralari, ularning tabiati va xossalari;
koinotdagi kosmik nurlar zarralari, Yer va sayyoralar atmosferasida yuzaga keladigan hodisalar.

Yer atmosferasi chegarasiga tushadigan yuqori energiyali zaryadlangan va neytral kosmik zarralar oqimini o‘rganish eng muhim eksperimental vazifadir.

Kosmik nurlarning kelib chiqishiga ko'ra tasnifi:

bizning galaktikamizdan tashqarida
Galaktikada
quyoshda
sayyoralararo fazoda

Asosiy Ekstragalaktik va galaktik nurlarni chaqirish odatiy holdir. Ikkilamchi Er atmosferasida o'tadigan va o'zgarib turadigan zarracha oqimlarini chaqirish odatiy holdir.

Koinot nurlari Yer yuzasida va atmosferada tabiiy nurlanishning (fon radiatsiyasi) tarkibiy qismidir.

Koinot nurlarining energiya spektri protonlar energiyasining 43%, geliyning yana 23% (alfa zarralari) va boshqa zarralar tomonidan uzatiladigan energiyaning 34% ni tashkil qiladi.

Zarrachalar soni bo'yicha kosmik nurlar 92% protonlar, 6% geliy yadrolari, taxminan 1% og'irroq elementlar va taxminan 1% elektronlardir. Quyosh tizimidan tashqaridagi kosmik nurlar manbalarini o'rganishda proton-yadro komponenti asosan orbital gamma-nurlari teleskoplari tomonidan yaratgan gamma nurlari oqimi bilan, elektron komponent esa u tomonidan yaratilgan sinxrotron nurlanishi bilan aniqlanadi. radio diapazoni bo'yicha (xususan, metr to'lqinlarida - yulduzlararo muhitning magnit maydonidagi nurlanishda) va kosmik nurlar manbai hududida kuchli magnit maydonlar bilan - va yuqori chastota diapazonlarida. Shu sababli, elektron komponentni yerga asoslangan astronomik asboblar yordamida ham aniqlash mumkin.

An'anaga ko'ra, kosmik nurlarda kuzatiladigan zarralar quyidagi guruhlarga bo'linadi: p (Z = 1) , a (Z = 2) , L (Z = 3 - 5) , M (Z = 6 - 9) , H (Z ⩾ 10) , V H (Z ⩾ 20) (\displaystyle p( Z=1),\alfa (Z=2),L(Z=3-5),M(Z=6-9),H(Z\geqslant 10),VH(Z\geqslant 20))(mos ravishda, protonlar, alfa zarralari, engil, o'rta, og'ir va o'ta og'ir). Birlamchi kosmik nurlanishning kimyoviy tarkibining o'ziga xos xususiyati yulduzlar va yulduzlararo gazlar tarkibiga nisbatan L guruhi yadrolarining (litiy, berilliy, bor) anomal darajada yuqori (bir necha ming marta) tarkibidir. Bu hodisa kosmik zarralarning paydo bo'lish mexanizmi birinchi navbatda og'ir yadrolarni tezlashtirishi bilan izohlanadi, ular yulduzlararo muhit protonlari bilan o'zaro ta'sirlashganda engilroq yadrolarga parchalanadi. Bu faraz kosmik nurlarning juda yuqori izotropiya darajasiga ega ekanligi bilan tasdiqlanadi.

Kosmik nurlar fizikasi tarixi

Quyosh kosmik nurlari

Quyosh kosmik nurlari (SCR) Quyosh tomonidan sayyoralararo fazoga yuborilgan energiya zaryadlangan zarralar - elektronlar, protonlar va yadrolardir. SCR energiyasi bir necha keV dan bir necha GeV gacha. Ushbu diapazonning pastki qismida SCRlar yuqori tezlikdagi quyosh shamoli oqimlarining protonlari bilan chegaradosh. SCR zarralari quyosh chaqnashlari natijasida paydo bo'ladi.

Ultra yuqori energiyali kosmik nurlar

Ba'zi zarrachalarning energiyasi GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) chegarasidan oshadi - 5⋅10 19 eV kosmik nurlar uchun nazariy energiya chegarasi, ularning kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishining fotonlari bilan o'zaro ta'siridan kelib chiqadi. Bir yil davomida bir necha o'nlab shunday zarralar AGASA rasadxonasi tomonidan qayd etilgan. (inglizcha) rus. Bu kuzatishlar hali yetarlicha asoslangan ilmiy tushuntirishga ega emas.

Kosmik nurlarni aniqlash

Zamonaviy rasadxonalar turli tamoyillar asosida ishlaydi. Yuqori energiyali zarracha atmosferaga kirganida, u birinchi 100 g/sm² havo atomlari bilan oʻzaro taʼsirlashib, zarrachalar, asosan, pion va muonlarning toʻplanishiga olib keladi, bu esa, oʻz navbatida, boshqa zarrachalarni tugʻdiradi va hokazo. . Dush deb ataladigan zarrachalar konusi hosil bo'ladi. Bunday zarralar havodagi yorug'lik tezligidan oshib ketadigan tezlikda harakat qiladi, natijada teleskoplar tomonidan qayd etilgan Cherenkov porlashi paydo bo'ladi. Ushbu texnika osmonning yuzlab kvadrat kilometrlarni egallagan hududlarini kuzatish imkonini beradi.

Kosmik parvozlar uchun ta'sir

ISS astronavtlari ko'zlarini yumganlarida, har 3 daqiqada bir martadan ko'p bo'lmagan yorug'lik chaqnashlarini ko'rishadi, ehtimol bu hodisa yuqori energiyali zarrachalarning retinaga kirishi bilan bog'liq. Biroq, bu eksperimental ravishda tasdiqlanmagan, bu ta'sir faqat psixologik asoslarga ega bo'lishi mumkin.

Kosmik nurlar
12.12.2005 20:11 |"Soros entsiklopediyasi"

1.Kirish

19-asr oxiri - 20-asr boshlari mikrokosmos sohasidagi yangi kashfiyotlar bilan belgilandi. Rentgen nurlari va radioaktivlik kashf etilgandan so'ng, koinotdan Yerga kelayotgan zaryadlangan zarralar aniqlandi. Bu zarralar (CL) deb nomlandi.

Kosmik nurlarning kashf etilgan sanasi 1912 yil deb hisoblanadi, bunda avstriyalik fizik V.F. Gess takomillashtirilgan elektroskop yordamida havoning ionlanish tezligini balandlik funktsiyasi sifatida o'lchadi. Ma'lum bo'lishicha, balandlik ortishi bilan ionlanish miqdori avval pasayadi, keyin esa 2000 m dan yuqori balandliklarda u keskin o'sa boshlaydi. Havo tomonidan zaif so'rilgan va balandlikning oshishi bilan ortib boruvchi ionlashtiruvchi nurlanish kosmosdan atmosfera chegarasiga tushadigan kosmik nurlar natijasida hosil bo'ladi.

CLs turli elementlarning yadrolari, shuning uchun ular zaryadlangan zarralardir. Kosmik nurlarning eng ko'p yadrolari vodorod va geliy atomlaridir (mos ravishda ~85 va ~10%). Davriy sistemaning boshqa barcha elementlari yadrolarining ulushi ~5% dan oshmaydi. CL ning kichik qismini va (1% dan kam) tashkil qiladi.

Bo'ladigan jarayonlarda CL muhim rol o'ynaydi. CR energiya zichligi ~1 eV/sm 3 ni tashkil qiladi, bu galaktik magnit maydonining energiya zichligi bilan solishtirish mumkin.

Koinot zarralarining atomlar bilan yadroviy oʻzaro taʼsiri natijasida hosil boʻlgan CLdagi litiy, berilliy va bor elementlarning tarkibiga asoslanib, moddaning miqdorini aniqlash mumkin. X, yulduzlararo muhitda aylanib yurgan holda kosmik nurlar o'tgan. Kattalik X taxminan 5-10 g / sm2 ga teng. CR ning yulduzlararo muhitda yurish vaqti (yoki ularning umri) va kattaligi X munosabat bilan bog'liq X≈ρ ct, Qayerda c- zarracha tezligi (odatda bu qiymatga ishoniladi c yorug'lik tezligiga teng), r - yulduzlararo muhitning o'rtacha zichligi, ~10 - 24 g/sm 3, t bu muhitda CR ning sayr qilish vaqti. Demak, CR ishlash muddati ~3·10 8 yil. U Galaktika va halodan CR ning chiqishi yoki ularning yulduzlararo muhit materiya bilan elastik bo'lmagan o'zaro ta'siri tufayli yutilishi bilan aniqlanadi.

Shaklda. 1 energiya spektrlarini ko'rsatadi J(E) kosmosda kuzatiladigan protonlar H, geliy yadrolari He, uglerod C va temir Fe uchun. Kattalik J(E) gacha energiyaga ega zarrachalar sonini ifodalaydi E oldin E+δ E va sirtga perpendikulyar yo'nalishda birlik qattiq burchakka vaqt birligida birlik sirtidan o'tish. Ko'rinib turibdiki, kosmik nurlarning asosiy qismi protonlardan, keyin geliy yadrolaridan iborat. Qolgan yadrolarning ulushi kichik.

Ularning kelib chiqishiga ko'ra, CL bir necha guruhlarga bo'linishi mumkin.

1) Galaktik kelib chiqishi CR (GCR). GCRlarning manbai bizning galaktikamiz bo'lib, unda zarralar ~10 18 eV energiyagacha tezlashadi. CL spektrlari shaklda ko'rsatilgan. 1, gipsli plitalarga murojaat qiling.

2) metagalaktik kelib chiqadigan CRlar, ular eng yuqori energiyaga ega, E>10 18 eV, boshqa galaktikalarda hosil bo'ladi.

3) Quyosh chaqnashlari paytida Quyoshda hosil bo'lgan Quyosh CR (SCR).

4) Quyosh tizimida geliomagnetosferaning chekkasida hosil bo'lgan anomal CR (ACR).

Eng past va eng yuqori energiyaning CRlari 10-15 marta farqlanadi. Faqat bitta turdagi asbob-uskunalar yordamida bunday ulkan energiya diapazonini o'rganish mumkin emas, shuning uchun CRni o'rganish uchun turli xil usullar va asboblar qo'llaniladi: kosmosda - sun'iy yo'ldoshlar va kosmik raketalarga o'rnatilgan asbob-uskunalar yordamida, Yer atmosferasida - kichik sharlar yordamida va katta balandlikdagi sharlar, uning yuzasida - tog'larda yoki chuqur er ostida yoki okeanning katta chuqurliklarida joylashgan yerga asoslangan qurilmalar (ularning ba'zilari yuzlab kvadrat kilometrlarga etadi) yordamida , bu erda yuqori energiyali zarralar kirib boradi.

Koinot nurlari yulduzlararo muhitda tarqalsa, ular yulduzlararo gaz bilan, Yerga tushganda esa atmosfera atomlari bilan o'zaro ta'sir qiladi. Bunday o'zaro ta'sirlarning natijasi ikkilamchi zarralar - protonlar va elektronlar, g-kvantlar,.

CR ni o'rganishda qo'llaniladigan detektorlarning asosiy turlari - fotografik emulsiyalar va rentgen plyonkalari, ionlash kameralari, gaz razryad hisoblagichlari, neytron hisoblagichlari, Cherenkov va sintillyatsion hisoblagichlar, qattiq yarim o'tkazgichli detektorlar, uchqun va drift kameralari.

2. Galaktik kosmik nurlar

CLlar yadro zarralarining o'zaro ta'sirini o'rganish uchun ishlatiladi. Zamonaviy tezlatgichlar bilan hali erishib bo'lmaydigan yuqori energiyali mintaqada kosmik zarralar yadroviy jarayonlarni o'rganishning yagona vositasidir. Yuqori energiyali CR larning o'zaro ta'sirini o'rganish uchun ( E≈10 15 eV) modda bilan ionlanish kalorimetrlari ishlatiladi. Birinchi marta N.L. tomonidan taklif qilingan ushbu qurilmalar. Grigorov va uning hamkasblari bir necha qator detektorlar - ionlash kameralari yoki sintillyatsion hisoblagichlar bo'lib, ular orasida qo'rg'oshin yoki temirdan yasalgan absorber mavjud. Kalorimetrning tepasiga engil moddadan - uglerod yoki alyuminiydan yasalgan nishon qo'yiladi. Ionizatsiya kalorimetri yuzasiga tushgan zarracha maqsadli yadro bilan o'zaro ta'sir qiladi va ikkilamchi zarrachalarni hosil qiladi. Ularning soni birinchi navbatda ortadi, ma'lum bir maksimal qiymatga etadi, so'ngra kaloriyametrning tanasiga o'tganda asta-sekin kamayadi. Detektorlar har bir absorber qatlami ostida ionlanishni o'lchaydi. Ionlanish darajasining qatlam raqamiga nisbatan egri chizig'idan siz kalorimetrga kiradigan zarrachaning energiyasini aniqlashingiz mumkin. Bu asboblar dunyoda birinchi bo'lib ~10 11 dan ~10 14 eV gacha bo'lgan energiya diapazonida birlamchi CL spektrini o'lchagan. CR energiya diapazonida 10 11 EJ( E)=J 0 E - 2,75 .

Juda yuqori energiyali kosmik nurlarning yadroviy o'zaro ta'sirining xususiyatlarini o'rganish uchun katta ro'yxatga olish maydoniga ega qurilmalar talab qilinadi, chunki yuqori energiyali zarrachalar oqimi juda kichik. Ular rentgen kameralari deb ataladi. Bular qo'rg'oshin qatlamlari bilan kesishgan rentgen plyonkalari qatorlaridan iborat bo'lgan sirt maydoni bir necha yuz kvadrat metrgacha bo'lgan qurilmalardir. CL ning havo zarralari bilan o'zaro ta'siri natijasida mezonlar hosil bo'ladi, ularning bir qismi keyinchalik qo'rg'oshinda ko'payadi va rentgen plyonkasida dog'lar qoldiradi. Bu dog'larning soni va kattaligi, ularning qorayish zichligi va turli qatlamlarda joylashishi o'zaro ta'sir qiluvchi zarrachaning energiyasini va uning kelish yo'nalishini belgilaydi.

Energiyasi 10 14 eV dan yuqori bo'lgan kosmik nurlarni o'rganish uchun birlamchi zarrachaning atom yadrolari bilan o'zaro ta'siri natijasida yuqori energiyali zarrachalarning ko'plab ikkilamchi zarralarni, asosan proton va pionlarni hosil qilish xususiyatidan foydalaniladi. atmosfera. Etarli darajada yuqori energiyaga ega bo'lgan protonlar va pionlar, o'z navbatida, yadroviy faol zarralar bo'lib, yana havo atomlarining yadrolari bilan o'zaro ta'sir qiladi. Zaryadlangan (p ±) va neytral (p 0) pionlar umr bo'yi barqaror bo'lmagan zarralardir. t Statsionar p 0 uchun ≈10 - 16 s va t Statsionar p ± uchun ≈2,6·10 - 8 s. Nisbatan past energiyali pionlar havo atomining yadrosi bilan ta'sir o'tkazishga vaqtlari yo'q va g-kvanta, musbat va manfiy muonlarga (m ±), neytrinolarga (n) va antineytrinolarga (n -) parchalanishi mumkin: p 0 → g + g; p ± → m ± + n +n -. Myuonlar ham beqaror zarrachalar bo'lib, dam olish holatidagi muon uchun umr bo'yi davom etadi t≈2,2·10 - 6 s va m ± → e ± + n + n - sxema bo'yicha yemirilish. Gamma kvantlar va elektronlar (pozitronlar) havo atomlari bilan elektromagnit ta'sir qilish natijasida yangi gamma kvantlar va elektronlarni hosil qiladi. Shunday qilib, atmosferada protonlar, neytronlar va pionlar (yadro kaskadi), elektronlar (pozitronlar) va g-kvantlardan (elektromagnit kaskadi) iborat bo'lgan zarralar kaskadi hosil bo'ladi. Dushlarni birinchi marta D.V. Skobeltsyn 20-yillarning oxirlarida.

Atmosferadagi yuqori energiyali zarralar ta'sirida yuzaga kelgan va keng maydonlarni egallagan kaskadlar keng havo yomg'irlari deb ataladi. Ularni 1938 yilda frantsuz fizigi P. Auger va uning hamkasblari kashf etgan. Yuqori energiyali kosmik zarra juda ko'p ikkilamchi zarralar bilan dush hosil qiladi, masalan, zarracha. E=10 16 eV Yer yuzasiga yaqin havo atomlari bilan o'zaro ta'sir qilish natijasida katta maydonda tarqalgan taxminan 10 million ikkilamchi zarrachalarni hosil qiladi.

Yer atmosferasi chegarasiga tushadigan yuqori energiyali kosmik nurlar oqimi juda kichik bo'lsa-da, keng havo yomg'irlari sezilarli maydonlarni egallaydi va yuqori samaradorlik bilan qayd etilishi mumkin. Buning uchun zarrachalar detektorlari o'nlab kvadrat kilometr maydonga er yuzasiga joylashtiriladi va faqat bir nechta detektorlar ishga tushirilgan voqealar qayd etiladi. Keng tarqalgan havo dushini atmosfera bo'ylab harakatlanadigan zarrachalar diski sifatida sodda tarzda ifodalash mumkin. Shaklda. 2-rasmda keng atmosfera dushidan olingan zarrachalarning bunday diski ro'yxatga olish moslamasining detektorlariga qanday tushishi ko'rsatilgan. Kosmik zarrachaning energiyasiga qarab, diskning o'lchami (dushning ko'ndalang o'lchami) bir necha o'n metrdan bir kilometrgacha, qalinligi (bo'ylama o'lchami yoki dush old qismi) o'nlab santimetrgacha bo'lishi mumkin. . Dushdagi zarralar yorug'lik tezligiga yaqin tezlikda harakat qiladi. Diskning markazidan uning atrofiga o'tishda dushdagi zarrachalar soni sezilarli darajada kamayadi. Keng havoli dushning ko'ndalang o'lchami va undagi zarrachalar soni ushbu dushni hosil qiluvchi birlamchi zarrachaning energiyasi ortib boradi. Bugungi kunga qadar kuzatilgan eng katta birlamchi zarracha yomg'irlari E≈10 20 eV bir necha milliard ikkilamchi zarralarni o'z ichiga oladi. Ko'p detektorli dushdagi zarrachalarning fazoviy taqsimotini o'lchab, ularning umumiy sonini topish va bu dushni hosil qilgan birlamchi zarrachaning energiyasini aniqlash mumkin. Energiyaga ega zarrachalar oqimi E≈10 20 eV juda kichik. Masalan, atmosfera chegarasida 1 m2 ga 1 million yilda faqat bitta zarra tushadi. E≈10 19 eV. Bunday kichik oqimlarni aniqlash uchun etarli miqdordagi hodisalarni oqilona vaqt ichida ro'yxatga olish uchun detektorlar bilan qoplangan katta maydonlarga ega bo'lish kerak. Keng ko'lamli havo yomg'irlarini qayd qilish uchun ulkan qurilmalarda energiyalari 10 20 eV dan yuqori bo'lgan bir nechta zarralar "ushlangan" (hozirda qayd etilgan maksimal zarracha energiyasi ~ 3·10 20 eV).

Yuqori energiyali kosmik nurlar bormi? 1966 yilda G.T. Zatsepin, V.A. Kuzmin va amerikalik fizik K. Greysen CR spektri energiyalarda E>3·10 19 eV yuqori energiyali zarrachalarning Olamning kosmik mikroto'lqinli fon nurlanishi bilan o'zaro ta'siri tufayli uzilishi kerak. Bir nechta energiya hodisalarini qayd qilish E≈10 20 eV ni tushuntirish mumkin, agar bu zarrachalarning manbalari bizdan 50 Mpc dan ortiq bo'lmagan masofada joylashgan deb hisoblasak. Bunday holda, zarrachaning manbadan kuzatuvchigacha bo'lgan yo'lida fotonlar soni kam bo'lganligi sababli, CR va CMB fotonlari o'rtasida deyarli hech qanday o'zaro ta'sir bo'lmaydi.

Yuqori CR energiyalari mintaqasida bir nechta xususiyatlar kuzatiladi.

1) CL spektri tanaffusni boshdan kechiradi E≈10 15 eV. CR spektrining uzilishdan oldingi qiyaligi g≈2,75; yuqori energiyali zarralar uchun spektr keskinlashadi, g≈3,0. CR spektridagi bu muhim xususiyatni S.N. Vernov va G.B. Kristiansen keng atmosfera chiziqlari spektrini o'rganayotganda. Bunday yuqori energiyalarda spektrda kuzatilgan uzilish past energiyali zarralarga nisbatan bizning Galaktikadan kosmik nurlarning tezroq chiqishi yoki ularning manbalari tabiatining o'zgarishi bilan bog'liq bo'lishi mumkin. Singan hududida CL ning kimyoviy tarkibini o'zgartirish ham mumkin.

2) Zarrachalar energiyasida E≈10 18 eV da CL spektri yanada keskinlashadi, g≈3.3. Ko'rinishidan, bu energiya diapazonida CR larning asosan metagalaktik kelib chiqishi va ularning spektri boshqa nishabga ega ekanligi bilan izohlanadi.

3) bilan zarrachalar spektri E>10 19 eV tekislanadi, g≤3.3. Bu ta'sir kosmik nurlarning energiya bilan o'zaro ta'siridan kelib chiqadi E>10 19 eV, s, bunda CL o'z energiyasining bir qismini yo'qotadi va quyi energiyalar mintaqasiga o'tadi, bu esa zarrachalar spektrini tekis qiladi.

4) 10 20 eV dan yuqori energiyaga ega bo'lgan CR spektrini faqat uzoq muddatli kuzatishlardan so'ng, bunday ekstremal energiya bilan etarli miqdordagi hodisalar qayd etilganda olish mumkin. Energiyali zarrachalardan keng tarqalgan havo yomg'irlarini qayd etish holatlarini sezilarli darajada oshirish uchun E>10 19 eV, yaqin yillarda 1000 km 2 dan ortiq maydonda joylashgan detektorli uchta yirik qurilma qurish rejalashtirilgan. Ularning yordami bilan olimlar ultra yuqori energiya mintaqasidagi CR spektri va kosmik zarralarning maksimal mumkin bo'lgan energiyasi haqidagi savolga javob olishga umid qilmoqdalar.

Agar zarrachalar traektoriyasining egrilik radiusi Galaktika hajmidan ancha kichik bo'lsa, ultra yuqori energiyali kosmik nurlar uning magnit maydonlari orqali Galaktikada saqlanib qoladi. Zarrachalar energiyasi orasidagi munosabatdan foydalanish ( E, eV), uning egrilik radiusi ( r≈10 22 sm - Galaktikaning o'lchami) va magnit maydon kuchi ( H≈10 - 6 Oe), E= 300HR, biz Galaktikamizda saqlanishi mumkin bo'lgan maksimal CR energiyasini olamiz: E maksimal ≈10 18 eV. Bu shuni ko'rsatadiki, yuqori energiyali kosmik nurlar metagalaktik kelib chiqishi mumkin.

3. Yuqori va o‘ta yuqori energiyalarning gamma-nurli astronomiyasi

CRlar nafaqat o'ta yangi yulduzlar portlashi paytida hosil bo'ladi. CR manbalari boshqa kosmik ob'ektlar (pulsarlar, kvazarlar va boshqalar) ham bo'lishi mumkin. CR manbalari ham yuqori energiyali g-kvantlar manbalari bo'lishini katta ishonch bilan taxmin qilish mumkin. Gamma kvantlar, zaryadlangan zarrachalardan farqli o'laroq, kosmik magnit maydonlar ta'sirida emas va manbadan kuzatuvchiga chiziqli ravishda tarqaladi. Gamma-nurlanishda yorqin bo'lgan bunday kosmik ob'ektlarning topilishi o'ziga xos CR manbalari mavjudligining inkor etilmaydigan dalili bo'lishi mumkin.

Tajribalar g'oyasi 60-yillarning boshlarida sovet olimi A.E. Chudakov, yuqori energiyali g-kvantlarning yulduz manbalarini izlashda quyidagicha. Yer atmosferasi chegarasiga gamma kvant tushishi elektronlar va ikkilamchi g kvantlardan tashkil topgan zarrachalar yomg'irini hosil qiladi. Muhitda yorug'lik tezligidan oshib ketadigan tezlikda harakatlanadigan har qanday zaryadlangan zarracha, unda yorug'lik nurlanishini hosil qiladi, bu holda er atmosferasida deyiladi. Tajribalarning g'oyasi atmosfera yuzasiga ma'lum bir yo'nalishdan yuqori energiyali g-kvant tushishi natijasida hosil bo'lgan ikkilamchi zaryadlangan zarrachalar yomg'iridan Cherenkov nurini yig'ishdir. Shaklda. 3-rasmda shunday gamma kvantdan hosil bo'lgan atmosfera dushi sxematik tarzda tasvirlangan. Cherenkov yorug'ligini qayd qiluvchi o'rnatishlar bir qator sharsimon nometalllardan foydalanadi. Har birining diqqat markazida bir necha o'nlab fotoko'paytirgichlar - ma'lum bir yo'nalishdan oynaga tushadigan yorug'lik oqimining o'zgarishiga juda sezgir bo'lgan qurilmalar mavjud. Kuzatishlar faqat tiniq va oysiz kechalarda mumkin.

80-yillarning oʻrtalarida ikkita obʼyektdan – Markarian-421 faol galaktikasining yadrosidan yuqori energiyali g-kvantalar oqimi topilgunga qadar uskunalar va axborotni qayta ishlash usullarini takomillashtirish uchun dunyoning koʻplab mamlakatlari olimlarining katta saʼy-harakatlari talab qilindi. g-kvantlarning aniqlangan oqimlari ahamiyatsiz edi. Masalan, gamma nurlari oqimi bilan E Qisqichbaqa tumanligidan g >10 12 eV faqat edi N g ≈10 - 12 kvant sm - 2 s - 1. 1997 yil boshida bir nechta g-qurilmalari yuqori energiyali g-nurlanishning eng kuchli manbai - Markarian-501 galaktikasini topdilar. Bu manbadan yuqori energiyali g-kvantlarning oqimi vaqt o'tishi bilan o'zgarib turadi, uning maksimal qiymati ilgari ma'lum bo'lgan g-kvantlar oqimining umumiy qiymatidan bir necha marta katta.

4. Kosmik nurlarda modulyatsiya effektlari

Kosmik nurlarni energiya bilan o'rganishga qiziqish Equyosh shamoli. Quyosh shamoli odatda Yer orbitasida 400-500 km/s tezlikka ega va zarracha zichligi 5-10 sm - 3 ga etadi. Quyosh shamolidan farqli o'laroq, u neytral molekulalardan iborat emas, balki asosan ionlangan vodorod atomlari va elektronlardan iborat. Bu ionlangan, lekin elektr jihatdan neytral gaz aylana quyosh bo'shlig'ini to'ldiradigan va sayyoralararo magnit maydonini hosil qiluvchi quyosh magnit maydonini ushlaydi va o'zi bilan olib yuradi. Quyoshning o'z o'qi atrofida 27 kunlik davr bilan aylanishi tufayli bu magnit maydon spiralga aylanadi. Yer orbitasiga yaqin joylashgan sayyoralararo magnit maydonining kuchi taxminan 7·10 - 5 Oe ni tashkil qiladi, bu Yer yuzasidagi magnit maydon kuchidan (~0,5 Oe) ko'p marta kichikroqdir.

Quyosh atrofidagi kosmosning kvazsferik hududi, taxminan 100 AU radiusga ega bo'lib, uning ichida muzlab qolgan magnit maydon bilan harakatlanuvchi quyosh energiyasi bilan to'ldirilgan, geliomagnetosfera deb ataladi.

Geliomagnetosfera neytral oqim qatlami bilan ikkita yarim sharga bo'linadi, ularda magnit maydonlari qarama-qarshi yo'nalishga ega. Geliomagnetosferadagi magnit maydon chiziqlari quyosh magnit maydonining bir jinsli boʻlmaganligi, quyosh shamolining tezligi va zichligining oʻzgarishi, shuningdek, bu miqdorlarning geliollik va gelioboʻyilikka bogʻliqligi tufayli paydo boʻladigan koʻplab egilish va burmalarga ega boʻlib, ular magnit bir jinslilik deb ataladi.

Geliomagnitosferada tarqaladigan CR lar quyosh shamoli tezligida harakatlanuvchi magnit notekisliklari tufayli tarqaladi va geliomagnetosferadan tashqariga olib tashlanadi. Yuqori energiyali kosmik nurlar uchun ( E>10 11 eV) ularning tarqalishi va konvektiv olib tashlanishi jarayonlari ahamiyatsiz va yulduzlararo muhitdan bunday yuqori energiyaning deyarli barcha zarralari Yer orbitasiga tushadi. Biroq, energiya kamayishi bilan, kamroq va kamroq zarralar Yer orbitasiga etib borishi mumkin. Geliomagnitosfera chegarasidan Yer orbitasiga etib kelgan galaktik kosmik nurlar (GCR) zarralarining ulushi kichikroq bo'ladi, zarrachalarning energiyasi qanchalik past bo'lsa va sayyoralararo magnit maydonning magnit bir jinsliligi zichligi shunchalik ko'p bo'ladi. quyosh shamolining tezligi qanchalik katta. Magnit notekisliklarning zichligi quyosh faolligi darajasiga juda bog'liq. Kamroq darajada quyosh shamolining tezligi quyosh faolligi darajasiga bog'liq. Shunday qilib, geliomagnetosferada kuzatilgan GCR intensivligi quyosh faolligi darajasi bilan belgilanadi.

CL larning uzoq muddatli xatti-harakatlarining xususiyatlarini o'rganish uchun ularni doimiy kuzatish tashkil etildi. 50-yillarning oxirida, Xalqaro geofizika yilining boshiga kelib, butun dunyoda CR stansiyalari tarmog'i yaratildi. Mamlakatimizda bunday tarmoq S.N. Vernov. Har bir stansiya neytron monitorini o'z ichiga olgan - CR ning havo atomlarining yadrolari bilan o'zaro ta'sirida hosil bo'lgan CR ning ikkilamchi yadroviy faol komponentini (asosan neytronlar) qayd qiluvchi qurilma. Juda ko'p stantsiyalar yaratilganligi va ular butun dunyo bo'ylab bir tekisda joylashganligi sababli, ushbu asboblardan bir vaqtning o'zida o'qishlar sayyoralararo muhitda CR oqimlarining tarqalishining bir zumda tasvirini olish imkonini berdi.

Eksperimental ma'lumotlar quyidagilarni ko'rsatadi. Birinchidan, CL aniq 11 yillik tsiklni namoyish etadi. Quyosh tinch va quyosh faolligi minimal bo'lganda, geliosfera va Yer orbitasidagi CR oqimi maksimal qiymatlarga etadi. Quyosh faol bo'lganda, CR oqimi minimal bo'ladi. Shaklda. 4, A Quyosh faolligi darajasining vaqt kursi (quyosh dog'larining o'rtacha yillik soni) ko'rsatilgan va rasmda. 4, b- gipsokarton oqimining vaqt kursi. Berilgan egri chiziqlarning siklikligi va aniq antifazasi ko'rinadi. Bundan tashqari, rasmda. 4, A xuddi shu davrdagi Quyoshning qutb magnit maydonlarining yo'nalishlari ko'rsatilgan. Agar 22 yillik quyosh magnit siklining ijobiy fazasi sifatida shimoliy qutb qopqog'idagi magnit maydonlari Quyoshdan tashqariga, janubiy qutb qopqog'ida esa Quyoshning ichkarisiga yo'naltirilgan davrlarni olsak, yuqoridagi egri chiziqlar ko'rinadi. 22 yillik quyosh magnit siklining ijobiy va salbiy fazalarida kosmik nurlar turlicha harakat qilishini. Salbiy fazalarda (1960-1968 va 1982-1989) CR oqimidagi o'zgarishlar egri chizig'i uchli shaklga ega. Ijobiy fazalarda (1972-1980 yillar va 1992 yildan hozirgi kungacha) CR oqimidagi vaqtinchalik o'zgarishlarda plato kuzatiladi. Sayyoralararo muhitdagi magnit maydonlar belgisi jihatidan farq qilganda CR harakatidagi bu farq, geliomagnetosferaning kvaziregular magnit maydonlarida zaryadlangan zarrachalarning siljish tezligining turli yo'nalishi bilan bog'liq.

11 va 22 yillik quyosh tsikllari bilan bog'liq bo'lgan CRdagi uzoq muddatli o'zgarishlar bilan bir qatorda, CR qisqaroq davrdagi o'zgarishlarni boshdan kechiradi. Bular, birinchi navbatda, Quyoshning aylanishidan kelib chiqqan 27 kunlik CR o'zgarishlarini o'z ichiga oladi. 27 kunlik CR o'zgarishlari rivojlangan quyosh faolligi davrida aniq namoyon bo'ladi va sokin quyosh yillarida zaif ifodalanadi. Qoida tariqasida, bu o'zgarishlarning amplitudasi umumiy oqimning 2% dan oshmaydi.

CR ning kunlik o'zgarishlari Yerning aylanishi va CR oqimining geliosferada izotrop bo'lmagan taqsimlanishi bilan bog'liq. Masalan, Yerning Quyosh atrofida yillik aylanishi, quyosh ekvatori tekisligiga nisbatan Yerning holatining o'zgarishi va boshqalar bilan bog'liq bo'lgan davriy yoki kvazperiodik CR o'zgarishlari sinfi mavjud.

Kvaziperiodik CR o'zgarishlari bilan bir qatorda, Forbushning pasayishi deb ataladigan sporadik o'zgarishlar mavjud bo'lib, ularning mohiyati quyidagicha. To'satdan, bir necha soat yoki undan kamroq vaqt ichida Yer atmosferasidagi yoki sun'iy yo'ldoshlardagi yerosti stansiyalari tomonidan qayd etilgan CR oqimi keskin pasayishni boshlaydi. Ba'zi hollarda bu pasayishning amplitudasi o'nlab foizga yetishi mumkin. Bunday hodisalar Quyoshdagi kuchli portlashlardan keyin sodir bo'ladi. Natijada paydo bo'lgan gaz 1000 km / s yoki undan ko'proq tezlikda juda katta tezlikda tarqaladi. Bu zarba to'lqini uning oldida kuchaytirilgan kuchni olib yuradi, bu esa zaryadlangan zarrachalarning yuqori tezlikdagi oqimga kirib borishiga yo'l qo'ymaydi. Shuning uchun, Yer o'zini bu oqimning zarba to'lqinining old tomonida topsa, CR intensivligi keskin pasayadi. Quyosh chaqnashlari ko'pincha yuqori yillarda sodir bo'lganligi sababli va shunga mos ravishda zarba to'lqinlari ko'pincha bu davrlarda hosil bo'ladi, ular ko'pincha faol quyosh yillarida kuzatiladi. Ko'pincha Forbushning pasayishi Yer magnit maydonidagi kuchli buzilishlar davrida (geomagnit bo'ronlar paytida) sodir bo'ladi, bu ham yuqori tezlikda quyosh shamoli oqimining Yer magnit maydoniga ta'siridan kelib chiqadi.

70-yillarning boshlarida kosmik kemalarda olib borilgan kam energiyali CRlarni o'rganish anomal CR komponentining (ACR) kashf etilishiga olib keldi. U He, C, N, O, Ne va Ar ning to'liq ionlanmagan atomlaridan iborat. Anomaliya bir necha birlikdan bir necha o'nlab MeV/nuklongacha bo'lgan energiya diapazonida ACR zarrachalari spektri GCR spektridan sezilarli darajada farq qilishida namoyon bo'ladi. Bu erda zarralar oqimining kuchayishi kuzatiladi, bu geliomagnetosfera chegarasida zarba to'lqinidagi ionlarning tezlashishi va bu zarralarning keyinchalik geliosferaning ichki hududlariga tarqalishi bilan bog'liq deb hisoblanadi. Bundan tashqari, ACL elementlarining tarqalishi GCRdagi tegishli qiymatlardan sezilarli darajada farq qiladi.

5. Quyoshning kosmik nurlari

Quyoshning o'zi ham manba (SKL). SCR - bu Quyoshdagi chaqnash jarayonlarida uning yuzasidagi zarrachalarning issiqlik energiyasidan bir necha baravar yuqori energiyagacha tezlashtirilgan zaryadlangan zarralar. SCRlar birinchi marta 40-yillarning boshlarida ionizatsiya kameralari - yuqori energiyali muonlarni aniqlaydigan erga asoslangan asboblar tomonidan qayd etilgan.

SCR olovi nima? Quyoshni kuzatayotgan astronomlar Quyosh yuzasida ko'plab dog'lar to'plangan va fotosfera magnit maydonlarining murakkab konfiguratsiyasi mavjud bo'lgan faol hududlarda quyosh faolligining kuchayishi paytida quyoshning optik diapazonida kutilmaganda yorqin nur paydo bo'lishini payqashdi. spektr. Taxminan bir vaqtning o'zida Quyoshdan radio emissiyasining ko'payishi va ko'pincha tezlashtirilgan zaryadlangan zarrachalar oqimi shaklida toj moddasining chiqishi bilan birga rentgen va gamma nurlanishining paydo bo'lishi kuzatiladi. Hozirgi vaqtda quyosh chaqnash energiyasining asosiy manbai quyosh magnit maydonini faol mintaqada yo'q qilish va neytral oqim qatlamini shakllantirish energiyasi ekanligiga ishoniladi. Quyosh chaqnashida tezlashtirilgan zaryadlangan SCR zarralari sayyoralararo fazoga tashlanadi va keyin uning bo'ylab tarqaladi.

SCRlarning sayyoralararo muhitda tarqalishi portlashdan oldin unda mavjud bo'lgan sharoitlar bilan belgilanadi. Agar sharoitlar tinch bo'lsa, ya'ni quyosh shamolining tezligi o'rtacha darajadan unchalik farq qilmasa va magnit maydon sezilarli tebranishlarni boshdan kechirmasa, u holda SCR diffuziya qonuniga muvofiq tarqaladi va magnit maydon chiziqlari bo'ylab tarqaladi. hal qiluvchi bo‘ladi. Agar quyosh porlashi paytida kuchli zarba to'lqini hosil bo'lsa, u holda zarralar quyosh tojida va sayyoralararo muhitda tarqalayotganda to'lqinning old qismida tezlashadi. Ko'pincha, Yer orbitasidagi SCRlar alangalanish joyini kesib o'tgan magnit maydon chizig'i Yerdan o'tgan hollarda kuzatiladi. Bir necha yuz megaelektronvoltdan ortiq energiya bilan qayd etilgan SCR hodisalari sonining statistik tahlili shuni ko'rsatadiki, eng ko'p qayd etilgan SCRlar Quyoshning g'arbiy qismida (chetida) sodir bo'lgan chaqnashlarda tezlashtirilganlardir. So'nggi yillarda zarrachalarning tezlashishi Quyosh yaqinidagi zarba to'lqinining old qismida sodir bo'lishi mumkinligi haqida dalillar paydo bo'ldi. Shunday qilib, tezlashtirilgan zarrachalar ham olov va kuzatuvchi o'rtasidagi chiziqdan uzoqda aniqlanishi mumkin. Ko'pincha, SCR portlashlari Forbushning pasayishi paytida sodir bo'ladi.

Quyosh chaqnashlarida tezlashtirilgan zaryadlangan zarrachalar oqimi juda katta va barcha tirik mavjudotlar uchun xavf tug'diradi. Magnit maydon va atmosfera Yerni bu dahshatli nurlanishdan qutqaradi. Biroq, Mars kabi uzoq masofali kosmik sayohatga chiqayotgan astronavtlar himoya choralarini ko'rish uchun bunday hodisalarning ehtimoli haqida oldindan ma'lumotga ega bo'lishlari kerak. SCR olovlarining paydo bo'lishining asosiy qonuniyatlarini o'rnatish va bunday hodisalarni bashorat qilish vazifasi bir necha o'n yillar davomida dunyoning ko'plab mamlakatlari olimlari tomonidan hal qilindi. Afsuski, SCRlarni erta prognoz qilish va ularning Yer orbitasidagi asosiy xususiyatlarini aniqlash masalasi haligacha hal qilinmagan.

6. Yerning magnitosferasi va atmosferasidagi kosmik nurlar

Yer yuzasiga yetib borishdan oldin, CR Yerning magnit maydoni (magnetosfera) va Yer atmosferasidan o'tishi kerak. Yerning magnit maydoni murakkab tuzilishga ega. Bir necha Yer radiusi o'lchamlari bo'lgan magnitosferaning ichki hududi ( R⊕ =6378 km) dipol tuzilishga ega. Yerning Quyoshga qaragan tomonida, ~10 masofada R⊕ Quyosh shamoli va Yerning magnit maydoni o'zaro ta'sir natijasida doimiy zarba to'lqinini hosil qiladi. Bu masofada quyosh shamoli magnit maydon atrofida oqib, Yer magnit maydonining oldingi (yoritilgan) chegarasida maydon chiziqlarining bir qismini ochadi va ularni Yerning tungi tomoniga o'tkazib, magnitosferaning dumini hosil qiladi. Ochiq kuch chiziqlaridan tashkil topgan magnitosferaning dumi Yerning bir necha yuz radiusi bo'ylab cho'zilgan. Shaklda. 5-rasmda yer magnitosferasi sxematik tarzda tasvirlangan. Geomagnitosferaga kiradigan CR lar murakkab harakat qiladi, chunki magnit maydondagi har qanday zaryadlangan zarrachaga teng Lorents kuchi ta'sir qiladi. F=(q/c)[v× B], Qayerda q- zarrachalar zaryadi, c- vakuumdagi yorug'lik tezligi; v zarracha tezligi, va B- magnit maydon induksiyasi. Bilish F, tenglamadan zarracha traektoriyasini aniqlashingiz mumkin

m(dv/dt)=(q/c)[v× B],

Qayerda m- zarracha massasi. Chunki B Murakkab tarzda kuzatish nuqtasining koordinatalariga bog'liq bo'lsa, unda Yerning magnit maydonidagi zarrachaning traektoriyasini hisoblash kuchli kompyuterlar va tegishli dasturiy ta'minotsiz tasavvur qilib bo'lmaydi va faqat bizning davrimizda mumkin bo'ldi.

Bu asrning boshlarida magnit dipol maydonida zaryadlangan zarrachalarning harakatini shved olimi S.Stermer ko'rib chiqdi. Magnit maydonda zarrachaning harakati uning magnit qattiqligi bilan belgilanadi R=kompyuter/q, Qayerda p- zarrachaning impulsi. Bir xil qattiqlikdagi zarralar R, xuddi shu sohada xuddi shu tarzda harakat qiladi. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatdiki, zarracha magnitosferaning ma'lum bir nuqtasiga tegadi, agar uning magnit qattiqligi geomagnit kesish qattiqligi deb ataladigan ma'lum bir minimal qiymatdan oshsa. R min. Bo'lgan zarrachalar R R min , ular ma'lum burchak ostida magnitosferaning ma'lum bir nuqtasiga kira olmaydi. Odatda qiymat R mega- yoki gigavoltlarda ifodalangan: MV yoki GV. Juda kichik qiymatlarga ega zarralar geomagnitosferaning qutb hududlariga, magnit qutblar hududlariga kirib boradi. R. Biroq, biz geomagnit ekvatorga qarab, qiymat R min sezilarli darajada oshadi va ~15 GV qiymatlariga etadi. Shunday qilib, agar biz qutbdan ekvatorga harakatlanadigan CR oqimini o'lchasak, uning qiymati asta-sekin kamayadi, chunki Yerning magnit maydoni ularning kirib kelishiga to'sqinlik qiladi. Bu hodisa CR ning kenglik bo'yicha o'zgarishi deb ataladi. CR ning kenglik bo'yicha o'zgarishining ochilishi CR zaryadlangan zarralar ekanligiga dalil bo'ldi.

Geomagnitosferaning xossasi CR ni ma'lum bir nuqtaga faqat yuqori qattiqlik bilan o'tkazish R min turli energiya diapazonlarida CR kuzatuvlari uchun ishlatiladi. Ushbu maqsadlar uchun standart asboblar (neytron monitorlari, kubik teleskoplar, radiozondlar va boshqalar) turli qiymatlarga ega bo'lgan qutb, o'rta va ekvatorial kengliklarda CR ni o'lchaydi. R min.

1958 yilda amerikalik J. Van Allen va sovet olimlari S.N. Vernov va A.E. Chudakov Yerning ichki va tashqi radiatsiya kamarlarini kashf etdi. zaryadlangan zarralar uchun magnit tuzoqlardir. Agar zarracha shunday tuzoqqa kirsa, u ushlanib qoladi va unda ancha vaqt yashaydi. Shuning uchun radiatsiya kamarlarida tutqun zarrachalarning oqimlari kamarlardan tashqaridagi oqimlarga nisbatan juda katta. Radiatsiya kamarlari sxematik tarzda rasmda ko'rsatilgan. 5. Ichki kamar asosan protonlardan iborat bo'lib, agar masofa ekvator tekisligida o'lchanadigan bo'lsa, Yer yuzasidan bir necha ming kilometr uzoqlikda joylashgan. Ichki nurlanish kamarini protonlar bilan ta'minlaydigan asosiy mexanizm sekin neytronlarning parchalanish mexanizmidir. Neytronlar kosmik nurlarning havo elementlarining yadrolari bilan o'zaro ta'sirida hosil bo'ladi. Bu ~10 minut umrga ega bo'lgan beqaror zarralar. Neytronlarning bir qismi atmosferadan tashqariga chiqish uchun etarli tezlikka ega (atmosfera chegarasi ~30-35 km balandlikda joylashgan), geomagnit tuzoq hududiga kiradi va u erda parchalanadi: n→p+e - +v. Yer atmosferasidan chiqadigan neytron oqimlarining o'lchovlari va hisob-kitoblari shuni ko'rsatdiki, bu manba ichki radiatsiya kamariga protonlarning asosiy yetkazib beruvchisi hisoblanadi. Ichki radiatsiya kamarida tutilgan protonlarning maksimal oqimi (protonlar bilan E>35 MeV) taxminan 1,5 masofada qayd etilgan R ⊕ .

Shaklda. 5, soyali joylar zarrachalarni ushlab turish joylarini - Yerning radiatsiya kamarlarini ifodalaydi. Yerning magnitosferasi kunduzi va tun tomonlarida simmetrik emas, shuning uchun zarrachalar tutilgan hududlar ham har xil. Bu farq quyosh shamolining geomagnetosferaga ta'siridan kelib chiqadi va ayniqsa uning tashqi hududlariga ta'sir qiladi. Shuning uchun, tashqi radiatsiya kamarining zarralari uchun va juda kamroq darajada, ichki kamarning zarralari uchun qo'lga olish mintaqasining joylashuvida kuchli assimetriya kuzatiladi.

So'nggi paytlarda CR ning atmosfera jarayonlaridagi roli tobora ortib borayotgan e'tiborni tortmoqda. CR larning energiya zichligi turli atmosfera jarayonlarining tegishli qiymatlari bilan solishtirganda kichik bo'lsa-da, ularning ba'zilarida CRlar hal qiluvchi rol o'ynaydi. Yer atmosferasida 30 km dan kam balandlikda kosmik nurlar ion hosil bo'lishining asosiy manbai hisoblanadi. Kondensatsiya jarayonlari va suv tomchilarining paydo bo'lishi ko'p jihatdan ion zichligiga bog'liq. Shunday qilib, Forbush pastligi davrida bulut qoplami va yog'ingarchilik darajasi kamayadi. Quyosh chaqnashlari va SCRlarning Yerga kelishidan so'ng, bulutlilik miqdori va yog'ingarchilik darajasi ortadi. Birinchi va ikkinchi holatda ham bu o'zgarishlar sezilarli - kamida 10%. Quyosh chaqnashlaridan past energiyali zarrachalarning katta oqimlari Yerning qutbli hududlarini bosib olgandan so'ng, atmosferaning yuqori qatlamlarida haroratning o'zgarishi kuzatiladi. CLs momaqaldiroq elektr energiyasini shakllantirishda faol ishtirok etadi. Hozirgi vaqtda kosmik nurlarning ozon kontsentratsiyasiga va atmosferadagi boshqa jarayonlarga ta'siri faol o'rganilmoqda.

7. Xulosa

CRs qiziqarli tabiiy hodisa bo'lib, tabiatdagi hamma narsa singari, u yulduz jismlaridagi, bizning Galaktikamizdagi, Quyoshdagi, geliomagnetosferadagi va Yer atmosferasidagi boshqa jarayonlar bilan chambarchas bog'liq. Biror kishi CR haqida ko'p narsalarni biladi, ammo CR tezlashishi sabablari kabi muhim savollar, shu jumladan gigant qadriyatlarga. E