AWANS INFORMACJE FORUM Dla nauczyciela Dla ucznia LOGOWANIE


Katalog

Elżbieta Dolińska
Fizyka, Artykuły

Promieniowanie kosmiczne

- n +

Promieniowanie kosmiczne

Promieniowaniem kosmicznym nazywamy strumień cząstek o energiach, l07 - l020 eV , dobiegający do Układu Słonecznego z przestrzeni międzygwiazdowej. Cząstki promieniowania kosmicznego wbiegające w atmosferę ziemską z prędkością bliską prędkości światła są źródłem cząstek wtórnych, których rodzaj i energia zależą od wysokości w atmosferze. Promieniowanie kosmiczne nie dociera do powierzchni Ziemi w swej pierwotnej postaci może być obserwowane tylko na dużych wysokościach (w idealnym wypadku- poza Ziemią a nawet poza granicami Układu Słonecznego). Aby podkreślić, o który rodzaj cząstek chodzi, używa się niekiedy pojęć: pierwotne i wtórne promieniowanie kosmiczne. Wynikiem oddziaływania promieniowania kosmicznego z atmosferą jest wzrost jej przewodnictwa elektrycznego, w nieobecności jakichkolwiek czynników jonizujących gaz tworzący atmosferę powinien mieć właściwości dielektryka. Fakt, że atmosfera ziemska jest ośrodkiem przewodzącym, znany był od 1900r, jednak dopiero w 1912r. Y.F.Hess wykazał obserwacyjnie, że przewodnictwo atmosfery wzrasta z wysokością i wysunął potwierdzoną później hipotezę, że zjawisko to jest następstwem jonizacji wywołanej przez przenikliwe promieniowanie pochodzenia pozaziemskiego. Promieniowanie kosmiczne zawiera trzy wyraźnie różne składowe: stały w czasie i niezależny od kierunku strumień cząstek pochodzący spoza Układu Słonecznego, zmienny w czasie strumień cząstek pochodzący ze Słońca, wykazujący wyraźny związek z rozbłyskami na jego powierzchni, oraz mniej intensywny strumień fotonów  pochodzenia pozasłonecznego.

Wielkie pęki atmosferyczne


Wielkie pęki atmosferyczne są wykorzystywane do obserwacji cząstek o energiach większych od ok. 10 eV; cząstek o takich energiach nie potrafimy jeszcze rejestrować w sposób bezpośredni. Wielki pęki atmosferyczne powstają wskutek zderzeń cząstek promieniowania kosmicznego o dużych energiach z jądrami atomów tworzących atmosferę ziemską. Cząstki wtórne produkowane w pęku dobiegają do powierzchni Ziemi, a nawet wnikają pod jej powierzchnię. Układy detektorów, takich jak liczniki scyntylacyjne lub Geigera-Műllera, rozmieszczone na powierzchni od kilkuset metrów do kilkunastu kilometrów kwadratowych (pod ziemią, na poziomie morza lub na szczytach gór) pozwalają określić zarówno rodzaj cząstek pierwotnych, jak i ich energię i kierunek przylotu (rys. 3 i 4).



Rys. 3. Schemat wielkiego pęku atmosferycznego zapoczątkowanego przez szybki proton (rys. 3 i 5 wg. O.C. ALLKOFER, INTRODUCTION TO COSMIC RADIATION, MUCHEN 1975).



Rys. 4. Układ detektorów rozłożonych na powierzchni ziemi pozwalający na określenie kierunku przylotu cząstki powodującej powstanie wielkiego pęku atmosferycznego.

Oddziaływanie promieniowania kosmicznego z magnetosferą i materią międzyplanetarną

Pole magnetyczne, a dokładniej jego składowa poprzeczna, wywiera istotnej wpływ na ruch cząstek obdarzonych ładunkiem elektrycznym. Tory cząstek promieniowania kosmicznego są więc określone zarówno przez rozkład pola magnetycznego w Galaktyce (natężenie pola rzędu 1010 T), jak i przez znaczenie silniejsze pole magnetyczne otaczające Ziemię w postaci tzw. magnetosfery lub geokorony. Od 1937r. znany jest tzw. efekt Forbusha, polegający na tym, że ogólny strumień promieniowania kosmicznego ulega znacznemu zmniejszeniu w okresach burz geometrycznych. Efekt Forbusha tłumaczy się działaniem tzw. butelki magnetycznej, w którym pole magnetyczne jest wzmocnione, odbija dobierające z zewnątrz cząski promieniowania kosmicznego. Efekt Forbusha jest jednym z przejawów znaczenie ogólniejszego zjawiska modulacji promieniowania kosmicznego w 11-letnim cyklu aktywności słonecznej. Modulacja ta polega na okresowych zmianach natężenia promieniowania kosmicznego, przy czym wielkość tych zmian zależy od energii promieniowania kosmicznego. Zjawisko modulacji słonecznej jest wynikiem oddziaływania cząstek promieniowania kosmicznego z materią i polem magnetycznym, unoszonymi ze Słońca w postaci tzw. wiatru słonecznego. Cząstki promieniowania kosmicznego, dyfundujące poprzez nieregularności pola magnetycznego w wietrze słonecznym, są wynoszone wraz z tymi nieregularnościami z układu planetarnego. Istniejące teorie tego zjawiska pozawalają przewidzieć w sposób ilościowy osłabienie strumienia promieniowania kosmicznego (zależnie od energii) oraz zmianę widma energetycznego cząstek w wyniku oddziaływania z wiatrem słonecznym


Rys. 5. Model "butelki magnetycznej" wyjaśniający osłabienie strumienia promieniowania kosmicznego (o stosunkowo małych energiach) w okresie wzmożonej aktywności słonecznej.

Skład i widmo energii promieniowania kosmicznego

Promieniowanie kosmiczne w pobliżu Ziemi (ponad atmosferą) składa się w 86% z protonów, w 13% z cząstek alfa (jąder helu); około 1% stanowią elektrony i jądra pierwiastków cięższych (o liczbie atomowej z >3). Wodór i hel występują w promieniowaniu kosmicznym mniej obficie, natomiast pierwiastki o liczbie atomowej 18<Z<24 znaczenie obficiej niż w materii Układu Słonecznego. Najbardziej uderzający jest jednak fakt, że pierwiastki lit, beryl i bor mają w promieniowaniu kosmicznym rozpowszechnienie pięć rzędów wielkości większe. Przypuszcza się, że nadobfitość tych jąder jest wynikiem reakcji jądrowych zachodzących między szybkimi cząstkami promieniowania kosmicznego i materią międzygwiazdową; w wyniku tych reakcji jądra ciężkie ulegają rozbiciu na jądra lżejsze. Pozytony (antyelektrony obserwowane w promieniowaniu kosmicznym są cząstkami wtórnymi, powstającymi w wyniku reakcji jądrowych promieniowania kosmicznego z materią międzygwiazdową. Protony są w zasadzie jedynymi cząstkami w promieniowaniu kosmicznym niosącymi pojedynczy ładunek elementarny. W liczbach bezwzględnych, całkowity strumień protonów o energiach większych od 106 eV jest równy ok.2500 cząstek na m2 steradian i sekundę. Obok protonów obserwuje się również trwały izotop wodoru - deuter. Drugi izotop wodoru - tryt najprawdopodobniej nie występuje w promieniowaniu kosmicznym.

Pochodzenie promieniowania kosmicznego

Każda teoria mająca na celu wyjaśnienie pochodzenia promieniowania kosmicznego musi uwzględniać trzy podstawowe fakty: 1) Gęstość energii promieniowania kosmicznego jest rzędu 1019 J*cm-3, czyli jest tego samego rzędu co inne postacie energii występujące w przestrzeni międzygwiazdowej, takie jak energia związana z promieniowaniem reliktowym, energia pola magnetycznego, czy energia kinetyczna obłoków materii międzygwiazdowej. 2) Widmo energetyczne promieniowania kosmicznego można przybliżyć wyrażeniem E-, gdzie E oznacza energię, a wykładnik  jest równy około 2,5. 3) Średni czas życia cząstek promieniowania kosmicznego jest rzędu l08 lat, po upływie tego czasu cząstki tracą znaczną cześć swej energii wskutek oddziaływań z rozproszoną materią, polem magnetycznym i rozrzedzonym promieniowaniem, występującymi w przestrzeniach międzygwiazdowych, a być może również - międzygalaktycznych. Za galaktycznym pochodzeniem promieniowania kosmicznego przemawia fakt, że energia konieczna do podtrzymania obserwowanego strumienia promieniowania kosmicznego może być dostarczona przez znane nam obecnie obiekty galaktyczne, w których przebiegają procesy gwałtowanego wydzielania ogromnych ilości energii. Wiadomo, że niektóre obiekty pozagalaktyczne (np. radiogalaktyki lub kwazary) emitują ogromne ilości energii, której część może mieć postać promieniowania kosmicznego. Obecnie uważa się za bardziej prawdopodobne, że promieniowanie kosmiczne jest pochodzenia galaktycznego.

Promieniowanie pierścieniowe Ziemi.

Wysyłając pierwsze sztuczne satelity Ziemi podjęto pionierskie badania, zmierzające do poznania charakteru i własności pierwotnego promieniowania kosmicznego na znacznych wysokościach ponad powierzchnią Ziemi. Stwierdzono wówczas, że poczynając od wysokości mniej więcej 200 km, w miarę dalszego wznoszenia się strumień cząstek naładowanych wzrasta. Korzystając z aparatury dużego, radzieckiego satelity geofizycznego "Sputnik 3", S.N. Wiernow i jego współpracownicy przekonali się, że w odległości ponad tysiąca kilometrów od naszej planety strumień ten zwiększa się gwałtownie. Podobne badania prowadzili w owym czasie fizycy amerykańscy, kierowani przez J. Van Allena, którzy mieli do dyspozycji pierwsze sztuczne satelity serii "Explorer". Badania wykonane przez oba zespoły doprowadziły do stwierdzenia rewelacyjnego wówczas faktu: tylko drobna ilość rejestrowanych cząstek należała do promieniowania kosmicznego. Olbrzymia ich reszta była zupełnie nowym zjawiskiem.

Określane jest ono obecnie nazwą promieniowania uwięzionego Ziemi, pasów promieniowania lub pasów Van Allena. Są to w istocie strumienie cząstek, o energii znacznie mniejszej niż w przypadku promieniowania kosmicznego, schwytane w pułapce pola magnetycznego naszej planety.

Ruch ich przebiega po liniach śrubowych. Gdy następuje on w stronę zwiększającego się natężenia pola magnetycznego, a więc ku jednemu z biegunów, po odpowiedniej stronie równika zachodzi przyspieszenie cząstek poprzecznie do kierunku pola. Energia całkowita cząstki w polu, które w pierwszym przybliżeniu można traktować jako statyczne, nie ulega zmianie. Zwiększenie energii kinetycznej w kierunku poprzecznym zachodzi więc kosztem zmniejszenia tej energii w kierunku podłużnym-cząstka przesuwa się wzdłuż linii sił pola coraz wolniej. W pewnym punkcie zwanym zwierciadlanym, następuje jej zatrzymanie, a potem zaczyna się ruch postępowy i coraz szybszy w kierunku przeciwnym. Jednocześnie, wskutek zakrzywienia linii sił pola ziemskiego i jego niejednorodności, cząstki przesuwają się w kierunku równoleżnikowym, ujemne -ku wschodowi, dodatnie -na zachód. Stąd cząstki schwytane w pułapce magnetycznej planety występują w pewnym obszarze opasającym ją w postaci pierścienia, a raczej szeregu pierścieni, zawierających różne indywidua o różnych masach i energiach-mniej lub bardziej wyraźnych powłok. Badania przeprowadzone przez aparaturę na sztucznych satelitach Ziemi doprowadziły do następujących wniosków. W magnetosferze ziemskiej występują dwa zasadnicze pierścienie radiacyjne. Pierwszy z nich tzw. pierścień wewnętrzny zawierający protony i elektrony z energią l08 eV zaczyna się na wysokości około 2400 km i kończy się w odległości 5000 km nad powierzchnią Ziemi. Drugi, zewnętrzny pierścień radiacyjny, leży w odległości od 12000 do 20000 km od powierzchni Ziemi i składa się z elektronów i protonów o mniejszych energiach. Trzeci pierścień radiacyjny położony w odległości 50000-60000 km od powierzchniZiemi składa się z elektronów o energii 200 eV.

Zewnętrzne ograniczenie magnetosfery nosi nazwę magnetopauzy. Opasuje ona Ziemię w sposób symetryczny, wiatr słoneczny bowiem, stanowiący tzw. plazmę, czyli mieszaninę naładowanych elektrycznie dodatnio i ujemnie cząstek, zderzając się z polem magnetycznym Ziemi wytwarza falę uderzeniową na kształt fali powstającej przy opływie przeszkody przez gaz o prędkości ponaddźwiękowej. Od strony Słońca magnetopauza ma kształt spłaszczony i jest odległa od 40 000 km od powierzchni Ziemi przy wzroście aktywności słonecznej, do 80 000 km w czasie jej osłabienia. Natomiast po stronie nocnej, magnetopauza się wydłuża, w środku zaś powstaje ogon, który może dochodzić do 1000 promieni Ziemi, a więc sięgać kilkanaście razy dalej niż odległość Księżyca od Ziemi.

Protonowy pierścień wewnętrzny promieniowania uwięzionego tworzą protony o dużych energiach, zawartych w przedziale kilkudziesięciu do prawie 1000 MeV. Wieniec utworzony przez nie jest bardzo trwały- gęstość strumienia cząstek w jego obrębie nie ulega istotnym wahaniom w okresie całego cyklu zmian aktywności słonecznej.

Protony w tym obszarze wewnętrznym są prawdopodobnie pochodzenia wtórnego. Znaczna ich większość jest wyzwalana w wyniku rozpadu neutronów, uwalnianych z atomów atmosferycznych wskutek zderzeń z cząstkami promieniowania kosmicznego pierwotnego.

Cząstka atom
promieniowania + atmosfery - neutron -proton + elektron + antyneutrino
kosmicznego

Protonowy pierścień zewnętrzny zawiera protony o energiach od 200 eV do l MeV, pochodzące z wiatru słonecznego.

Obok protonów wysokoenergetycznych występują nad Ziemią protony o małych energiach.

Cząstki te występują w odległości od około 6500 km aż do magnetopauzy.
Protonom pasa wewnętrznego, o dużych energiach, towarzyszą elektrony, które w pewnej części pochodzą z wspomnianego już rozpadu neutronów wyzwalanych przez promieniowanie kosmiczne.

Metody obserwacji promieniowania kosmicznego.

Najważniejsze sposoby obserwacji cząstek promieniowania kosmicznego w różnych zakresach ich energii kinetycznej podane są w poniższej tabeli.

Metody obserwacji promieniowania kosmicznego w różnych zakresach energii.
 
Zakres energii Metoda obserwacji
2xl07-3xl08eV



2xl08-5xl010eV


1010-1014eV



1012-1016eV

1016-1020eV
Detektory umieszczone na pokładach sztucznych satelitów o orbitach ekscentrycznych, wybiegających poza magnetosferę

bloki emulsji i liczniki Czerenkowa wynoszone przez balony stratosferyczne

spektrometry jonizacyjne i bloki emulsji rejestrujące reakcje jądrowe, umieszczone na pokładach satelitów i balonów stratosferycznych

podziemne pomiary strumienia mionów

obserwacje wielkich pęków atmosferycznych
Celem tych obserwacji jest dokonanie jednoznacznej identyfikacji cząstek, określenie ich widma energetycznego (tzn. względnej liczby cząstek danego rodzaju, o energii zawartej w jednostkowym przedziale wokół danej energii E) oraz kierunku przylotu. Jednoznaczna identyfikacja cząstki wymaga określenia jej ładunku oraz masy. Wszystkie cząstki promieniowania kosmicznego są jądrami atomowymi pozbawionymi całkowicie powłok elektronowych; określenie ładunku jest więc równoznaczne z określeniem liczby atomowej jądra (czyli liczby znajdujących się w nim ładunków dodatnich). Określenie znaku ładunku pozwala na odróżnienie materii od antymaterii. Do identyfikacji cząstek można wykorzystać pewne właściwości ich oddziaływania z materią. Cząstka promieniowania kosmicznego przechodząca przez gęsty ośrodek traci część swej energii na jonizację lub wzbudzenie tworzących go atomów. Straty te nazywamy stratami jonizacyjnymi. W ogólnym wypadku zależą one od ładunku oraz prędkości cząstki; tak więc oprócz określenia strat jonizacyjnych (czyli ubytku energii na jednostkowej drodze) do identyfikacji cząstki potrzebne są również niezależne informacje o jej prędkości. W przypadku cząstek relatywistycznych (poruszających się z prędkością bliską prędkości światła) straty jonizacyjne zależą praktycznie tylko od ładunku.

Innej możliwości identyfikacji cząstek dostarcza analiza tzw. promieniowania Czerenkowa. Promieniowanie to pojawia się zawsze, gdy prędkość cząstki obdarzonej ładunkiem elektrycznym, poruszającej się w przezroczystym ośrodku o współczynniku załamania n, przekracza wartość c/n, czyli jest większa od prędkości światła w tym ośrodku (pozostając jednak mniejsza od prędkości światła w próżni). Natężenie oraz barwa promieniowania Czerenkowa emitowanego na jednostkowej drodze zależy od ładunku cząstki i od jej prędkości. Gdy cząstki poruszają się z prędkością dużo większą od prędkości granicznej c/n, właściwości promieniowania Czerenkowa zależą- od ładunku cząstki.

Wymienione wyżej zjawiska, tzn. straty jonizacyjne oraz promieniowanie Czerenkowa, są-w takiej czy innej odmianie- zasadą działania wszystkich urządzeń stosowanych do obserwacji promieniowania kosmicznego.

W zakresie energii mniejszych od około 3x108 eV straty jonizacyjne mogą doprowadzić do całkowitego zatrzymania cząstki zanim oddziaływania jądrowe zamienią ją w cząstkę lub cząstki innego rodzaju.

Do określenia energii cząstek o większych energiach wykorzystuje się następujące urządzenia, metody oraz zjawiska.

Liczniki Czerenkowa - zależnie od współczynnika załamania użytej substancji rejestrują tylko cząstki o energiach większych od określonej energii progowej.

Spektrometry magnetyczne- urządzenia, w których wykorzystuje się fakt, że cząstka o pędzie p. i ładunku Z, poruszająca się w poprzecznym polu magnetycznym o natężeniu B, zakreśla koło o promieniu r = p/ZB. Urządzenia tego rodzaju są zazwyczaj używane w połączeniu z układami komór iskrowych lub z blokami emulsji, pozwalającymi dokładnie określić tory cząstek.

Spektrometry jonizacyjne- urządzenia w których pierwotna cząstka traci swą energię w grubej warstwie absorbującej wskutek oddziaływań jądrowych, prowadzących do powstania kaskad mezonowych. Ostatecznie, niemal cała energia kinetyczna cząstki zamienia się w energię kaskady elektronów i może być zmierzona.

Literatura
1. Encyklopedia fizyki współczesnej, red nauk. Piotr Decowski, Warszawa PWN; 1983

Opracowanie: mgr inż. Elżbieta Dolińska

Zgłoś błąd    Wyświetleń: 2044


Uwaga! Wszystkie materiały opublikowane na stronach Profesor.pl są chronione prawem autorskim, publikowanie bez pisemnej zgody firmy Edgard zabronione.


BAROMETR


1 2 3 4 5 6  
Średnia ocena: 5.75



Ilość głosów: 4

Serwis internetowy, z którego korzystasz, używa plików cookies. Są to pliki instalowane w urządzeniach końcowych osób korzystających z serwisu, w celu administrowania serwisem, poprawy jakości świadczonych usług w tym dostosowania treści serwisu do preferencji użytkownika, utrzymania sesji użytkownika oraz dla celów statystycznych i targetowania behawioralnego reklamy (dostosowania treści reklamy do Twoich indywidualnych potrzeb). Informujemy, że istnieje możliwość określenia przez użytkownika serwisu warunków przechowywania lub uzyskiwania dostępu do informacji zawartych w plikach cookies za pomocą ustawień przeglądarki lub konfiguracji usługi. Szczegółowe informacje na ten temat dostępne są u producenta przeglądarki, u dostawcy usługi dostępu do Internetu oraz w Polityce prywatności plików cookies.
Dowiedz się więcej.