Kosmické paprsky

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 11. července 2021; kontroly vyžadují 9 úprav .

Kosmické záření  jsou elementární částice , fotony a atomová jádra pohybující se s vysokou energií v kosmickém prostoru [1] [2] .

Základní informace

Fyzika kosmického záření je běžně považována za součást fyziky vysokých energií a částicové fyziky .

Studium fyziky kosmického záření :

Studium toků vysokoenergetických nabitých a neutrálních kosmických částic dopadajících na hranici zemské atmosféry je nejdůležitějším experimentálním problémem.

Kosmické záření se může objevit:

Extragalaktické, galaktické a sluneční kosmické záření se obvykle nazývá primární .

Sekundární kosmické záření se obvykle nazývá proudy částic, které vznikají působením primárního kosmického záření v zemské atmosféře a jsou zaznamenány na zemském povrchu.

Kosmické záření je složkou přirozeného záření (záření pozadí) na povrchu Země a v atmosféře.

Před vývojem technologie urychlovačů sloužilo kosmické záření jako jediný zdroj elementárních částic s vysokou energií. Pozitron a mion byly tedy poprvé nalezeny v kosmickém záření.

Rozsah energií částic v kosmickém záření je velký – od 10 6 eV do 5⋅10 21 eV [3] .

Z hlediska počtu částic tvoří kosmické záření 92 % protonů, 6 % jader helia, asi 1 % těžších prvků a asi 1 % elektronů [4] [5] . Při studiu zdrojů kosmického záření mimo sluneční soustavu je proton-jaderná složka detekována především tokem gama záření , který vytváří obíhající gama dalekohledy, a elektronová složka je detekována jím generovaným synchrotronovým zářením , které dopadá na rádiový dosah (zejména na metrových vlnách - při záření v magnetickém poli mezihvězdného prostředí ) a v silných magnetických polích v oblasti zdroje kosmického záření - a na vyšších frekvenčních rozsazích. Proto lze elektronickou součástku detekovat i pozemními astronomickými přístroji [6] [1] .

Částice kosmického záření se tradičně dělí do následujících skupin: p α L M H VH (protony, částice alfa, lehké, střední, těžké a supertěžké). Charakteristickým rysem chemického složení primárního kosmického záření je anomálně vysoký obsah jader skupiny L ( lithium , berylium , bor ) ve srovnání se složením hvězd a mezihvězdného plynu [4] [3] . Tento jev se vysvětluje tím, že mechanismus generování kosmických částic primárně urychluje těžká jádra, která se při interakci s protony mezihvězdného prostředí rozpadají na lehčí jádra [5] . Tento předpoklad potvrzuje fakt, že kosmické záření má velmi vysoký stupeň izotropie .

Historie fyziky kosmického záření

Poprvé byl údaj o možnosti existence ionizujícího záření mimozemského původu získán na počátku 20. století při experimentech se studiem vodivosti plynů. Pozorovaný spontánní elektrický proud v plynu nelze vysvětlit ionizací vznikající přirozenou radioaktivitou Země. Pozorované záření se ukázalo být natolik pronikavé, že v ionizačních komorách odstíněných silnými vrstvami olova byl stále pozorován zbytkový proud. V letech 1911-1912 byla provedena řada pokusů s ionizačními komorami na balóncích. Hess zjistil, že radiace se zvyšuje s výškou, zatímco ionizace způsobená radioaktivitou Země by musela s výškou klesat. V Kolchersterových experimentech bylo prokázáno, že toto záření směřuje shora dolů.

V letech 1921-1925 americký fyzik Milliken , který studoval absorpci kosmického záření v zemské atmosféře v závislosti na výšce pozorování, zjistil, že v olovu je toto záření absorbováno stejným způsobem jako gama záření jader. Millikan byl první, kdo toto záření nazval kosmické paprsky.

Sovětští fyzici L. A. Tuvim a L. V. Mysovsky v roce 1925 změřili absorpci kosmického záření ve vodě: ukázalo se, že toto záření bylo absorbováno desetkrát slabší než gama záření jader. Myšovský a Tuwim také zjistili, že intenzita záření závisí na barometrickém tlaku – objevili „barometrický efekt“. Experimenty D. V. Skobeltsyna s oblačnou komorou umístěnou v konstantním magnetickém poli umožnily „vidět“ díky ionizaci stopy (stopy) kosmických částic. V roce 1938 Pierre Auger objevil sprchy kosmických částic .

Experimenty s kosmickým zářením umožnily učinit řadu zásadních objevů pro fyziku mikrosvěta.

V roce 1932 Anderson objevil pozitron v kosmickém záření . V roce 1937 Anderson a Neddermeyer objevili miony a naznačili typ jejich rozpadu. V roce 1947 byly objeveny mezony π . V roce 1955 byla v kosmickém záření prokázána přítomnost K-mezonů a také těžkých neutrálních částic - hyperonů .

Kvantová charakteristická „ podivnost “ se objevila v experimentech s kosmickým zářením. Experimenty s kosmickým zářením nastolily otázku zachování parity, objevily procesy vícenásobné generace částic v nukleonových interakcích a umožnily určit efektivní průřez pro interakci vysokoenergetických nukleonů.

Vznik vesmírných raket a družic vedl k novým objevům - objevu radiačních pásů Země (únor 1958 Van Allen a nezávisle na něm červenec téhož roku S. N. Vernov a A. E. Chudakov [7] ), a učinili to možné vytvořit nové metody pro studium galaktického a mezigalaktického prostoru.

Proudy vysokoenergetických nabitých částic v blízkozemském prostoru

V blízkém prostoru Země (NES) se rozlišuje několik typů kosmického záření. Je obvyklé označovat stacionární galaktické kosmické záření (GCR), albedové částice a radiační pás. K nestacionárnímu - slunečnímu kosmickému záření (SCR).

Galaktické kosmické záření (GCR)

Galaktické kosmické záření (GCRs) se skládá z jader různých chemických prvků s kinetickou energií E větší než několik desítek MeV/ nukleon , dále z elektronů a pozitronů s E > 10 MeV . Tyto částice přicházejí do meziplanetárního prostoru z mezihvězdného prostředí. Nejpravděpodobnějším zdrojem kosmického záření jsou výbuchy supernov a výsledné pulsary. Elektromagnetická pole pulsarů urychlují nabité částice, které jsou následně rozptylovány mezihvězdnými magnetickými poli [8] . Je však možné, že v oblasti E < 100 MeV/nukleon vznikají částice v důsledku zrychlení částic slunečního větru a mezihvězdného plynu v meziplanetárním prostředí. Diferenciální energetické spektrum GCR má mocninný charakter.

Sekundární částice v zemské magnetosféře: radiační pás , albedo částice

Uvnitř magnetosféry , stejně jako v každém dipólovém magnetickém poli , existují oblasti, které jsou nepřístupné částicím s kinetickou energií E menší, než je kritická. Stejné částice s energií E < E cr , které tam již jsou, nemohou tyto oblasti opustit. Tyto zakázané oblasti magnetosféry se nazývají záchytné zóny. Významné toky zachycených částic (především protonů a elektronů) jsou skutečně zadržovány v záchytných zónách dipólového (kvazidipólového) pole Země.

V blízkozemském prostoru lze rozlišit dvě oblasti ve tvaru torusu , které se nacházejí v rovníkové rovině ve vzdálenosti přibližně 300 km (v zóně BMA ) až 6 000 km (vnitřní ERP) a od 12 000 km do 40 000 km (vnější ERP). Hlavním obsahem vnitřního pásu jsou protony s vysokými energiemi od 1 do 1000 MeV a vnější pás je vyplněn elektrony.

Maximální intenzita nízkoenergetických protonů se nachází ve vzdálenostech L ~ 3 poloměry Země od jejího středu. Nízkoenergetické elektrony vyplňují celou oblast zachycení. Pro ně neexistuje rozdělení na vnitřní a vnější pásy. Tok protonů ve vnitřním pásu je v průběhu času poměrně stabilní.

Proces interakce jader primárního kosmického záření s atmosférou je doprovázen výskytem neutronů . Tok neutronů přicházejících ze Země ( albedo neutrony ) prochází bez překážek magnetickým polem Země . Protože neutrony jsou nestabilní (průměrná doba rozpadu je ~900 s ), některé z nich se rozpadají v zónách, které jsou pro nízkoenergetické nabité částice nepřístupné . Produkty rozpadu neutronů (protony a elektrony) se tedy rodí přímo v záchytných zónách. V závislosti na energii a úhlech stoupání mohou být tyto protony a elektrony buď zachyceny, nebo opustit tuto oblast.

Albedo částice jsou sekundární částice odražené od zemské atmosféry . Neutrony Albedo poskytují radiačnímu pásu protony s energiemi do 10³ MeV a elektrony s energiemi do několika MeV.

Sluneční kosmické záření

Sluneční kosmické záření (SCR) jsou energetické nabité částice — elektrony, protony a jádra — vstřikované Sluncem do meziplanetárního prostoru. Energie SCR se pohybuje od několika keV do několika GeV. V dolní části tohoto rozsahu SCR hraničí s protony vysokorychlostních proudů slunečního větru . Částice SCR se objevují v důsledku slunečních erupcí .

Kosmické záření s ultravysokou energií

Energie některých částic (například částic Oh-My-God ) překračuje limit GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - teoretický energetický limit pro kosmické záření 5⋅10 19 eV , způsobený jejich interakcí s fotony CMB . Několik desítek takových částic bylo registrováno observatoří AGASA ročně.. Tato pozorování zatím nemají dostatečně podložené vědecké vysvětlení.

Také v roce 2021 se uskutečnilo vyhledávání prováděné od 90. let 20. století spoluprací Tibet ASγ pomocí anténního pole o rozloze 70 000 m2 a podzemních mionových detektorů umístěných na tibetské náhorní plošině v nadmořské výšce 4200 metrů, stopy gama záření o síle téměř jednoho petaelektronvoltu (10 15 eV). Celkem bylo nalezeno 23 částic. Pravděpodobně takové záření vzniká jako důsledek průchodu záření z nejsilnějších extragalaktických zdrojů přes mezihvězdný plyn Mléčné dráhy, protože zaznamenané záblesky měly difúzní (prostorově rozptýlený) charakter. [9]

Registrace kosmického záření

Dlouho po objevu kosmického záření se způsoby jeho registrace nelišily od metod registrace částic v urychlovačích, nejčastěji plynových výbojích nebo jaderných fotografických emulzích vynesených do stratosféry nebo do vesmíru. Tato metoda však neumožňuje systematické pozorování vysokoenergetických částic, protože se objevují poměrně zřídka a prostor, ve kterém může takový čítač provádět pozorování, je omezen jeho velikostí.

Moderní observatoře fungují na jiných principech. Když vysokoenergetická částice vstoupí do atmosféry, interaguje s atomy vzduchu po dobu prvních 100 g/cm² a vytvoří záplavu částic, většinou pionů a mionů , které zase vytvoří další částice a tak dále. Vznikne kužel částic, kterému se říká sprcha. Takové částice se pohybují rychlostí přesahující rychlost světla ve vzduchu, díky čemuž dochází k Čerenkovově záři , zaznamenané dalekohledy. Tato technika umožňuje sledovat oblasti oblohy o rozloze stovek kilometrů čtverečních.

Význam pro lety do vesmíru

Vizuální fenomén kosmického záření

Kosmonauti ISS , když zavřou oči, vidí záblesky světla maximálně jednou za 3 minuty [10] , možná je tento jev spojen s dopadem vysokoenergetických částic vstupujících do sítnice oka. To se však experimentálně nepotvrdilo, je možné, že tento efekt má výhradně psychologický základ.

Radiace

Dlouhodobé vystavení kosmickému záření může mít velmi negativní dopad na lidské zdraví. Pro další expanzi lidstva na další planety sluneční soustavy je nutné vyvinout spolehlivou ochranu proti takovým nebezpečím – vědci z Ruska a Spojených států již hledají způsoby, jak tento problém vyřešit.

Viz také

Poznámky

  1. ↑ 1 2 Mirošničenko L. I. Kosmické záření // Fyzikální encyklopedie  : [v 5 svazcích] / Ch. vyd. A. M. Prochorov . - M. : Soviet Encyclopedia , 1990. - T. 2: Faktor kvality - Magnetooptika. - S. 471-474. - 704 s. — 100 000 výtisků.  — ISBN 5-85270-061-4 .
  2. ↑ Sokurov V. F. Fyzika kosmického záření: kosmické záření . - Rostov na Donu: Phoenix, 2005. - 188 s. - (Vysoké vzdělání). — ISBN 978-5-222-07838-9 .
  3. ↑ 1 2 Kosmické záření na hladině moře _ _
  4. ↑ 1 2 Ginzburg V. L. , Syrovatsky S. I. Současný stav problematiky původu kosmického záření  // Uspekhi fizicheskikh nauk . - Ruská akademie věd , 1960. - T. 71 , no. 7 . - S. 411-469 .
  5. ↑ 1 2 Dorman, 1975 , str. osmnáct.
  6. ↑ V. L. Ginzburg . Kosmické záření: 75 let výzkumu a vyhlídky do budoucna // Země a vesmír . - M . : Nauka , 1988. - č. 3 . - str. 3-9 .
  7. ↑ Registr vědeckých objevů . Vědecké objevy v Rusku . Státní registr vědeckých objevů SSSR. Neoficiální stránka . ross-nauka.narod.ru _ Datum přístupu: 2. prosince 2019. Archivováno z originálu 22. dubna 2012.
  8. ↑ Širkov, 1980 , s. 236.
  9. ↑ Stopy kosmických superčásticových urychlovačů objevené po desetiletích hledání . AstroNews.ru – Space News (1. března 2021). Získáno 7. ledna 2022. Archivováno z originálu dne 7. ledna 2022.
  10. ↑ Roskosmos. Blog Maxima Suraeva. . Získáno 22. července 2018. Archivováno z originálu dne 22. července 2018.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 mezihvězdné médium
Komponenty
mlhoviny
Oblasti vzniku hvězd
Cirkumstelární útvary
ZářeníHvězdný vítr