Promieniowanie kosmiczne
Z Wikipedii
Promieniowanie kosmiczne - promieniowanie złożone, zarówno korpuskularne jak i elektromagnetyczne, docierające do Ziemi z otaczającej ją przestrzeni kosmicznej. Składa się głównie z protonów (90% cząsteczek), cząstek alfa (9%), elektronów (ok 1%) i nielicznych cięższych jąder. Promieniowanie docierające bezpośrednio z przestrzeni kosmicznej nazywamy promieniowaniem kosmicznym pierwotnym. Cząstki docierające do Ziemi w wyniku reakcji promieniowania kosmicznego pierwotnego z jądrami atomów gazów atmosferycznych, to promieniowanie wtórne.
Spis treści |
[edytuj] Promieniowanie pierwotne
Pierwotne promieniowanie kosmiczne padając na zewnętrzne warstwy atmosfery Ziemi z prędkością bliską prędkości światła wywołuje w procesach zderzeniowych z atomami atmosferycznymi strumień wysokoenergetycznych elektronów, protonów, mionów i fotonów - tak zwane wtórne promieniowanie kosmiczne.
W skład pierwotnego promieniowania kosmicznego wchodzą głównie protony, cząstki alfa, jądra innych lekkich pierwiastków oraz bardzo niewielka ilość jąder pierwiastków o średnich masach; obserwuje się także pierwotne elektrony, fotony i znikomą ilość cząstek neutralnych. Energie cząstek pierwotnego promieniowania kosmicznego dochodzą do 1011 GeV.
[edytuj] Promieniowanie wtórne
Oddziaływanie pierwotnego promieniowania kosmicznego z atomami atmosfery ziemskiej jest przyczyną powstawania promieniowania wtórnego. Po wejściu do atmosfery cząstki pierwotne zderzają się z jądrami gazów atmosferycznych, tak że do poziomu morza już prawie nie docierają. Zderzeniom tym towarzyszy na ogół rozbicie jąder gazów atmosferycznych i ewentualnie także cząstki pierwotnej. Przy takim rozbiciu powstają protony i neutrony (mające na ogół dostateczne energie, by móc rozbijać kolejne jądra w następnych zderzeniach) oraz unoszące większość energii, krótko żyjące cząstki elementarne: miony, mezony π i hiperony. Cząstki te odkryto po raz pierwszy w promieniowaniu kosmicznym. Jeśli cząstka pierwotna niosła dostatecznie dużo energii, to powstają także pary p-p i n-n (proton-antyproton, neutron-antyneutron). Najobficiej występującymi cząstkami wtórnymi są mezony π, przy czym naładowane π żyją dostatecznie długo, by móc oddziaływać jądrowo tak samo jak protony czy neutrony. Tak więc jądrowe oddziaływania w atmosferze na danej wysokości są wywołane wtórnymi protonami, neutronami i mezonami π oraz zachowanymi cząstkami pierwotnego promieniowania kosmicznego.
Neutralne mezony π szybko rozpadają się na fotony, często tworzące następnie parę elektron-pozyton, elektrony wysyłają znów fotony itd. W ten sposób powstaje elektronowo-fotonowa, tak zwana miękka składowa promieniowania kosmicznego, stanowiąca około 30 procent promieniowania docierającego do powierzchni Ziemi. Natężenie tej składowej na górnej granicy atmosfery jest właściwie zerowe. Z rozpadów mezonów π powstają także miony, które nie oddziałują z jądrami, a więc tracą energię tylko w procesie jonizacji i znikają wskutek rozpadu. Ponieważ ich czas życia jest stosunkowo długi, stają się one dominującą (około 70 procent) składową wtórnego promieniowania kosmicznego, docierającego do poziomu morza. Składowa mionowa jest twardą, to znaczy bardzo przenikliwą składową promieniowania kosmicznego. Jak wykazują doświadczenia, miony przenikają na znaczne głębokości (300 m) pod powierzchnię Ziemi. Część mionów rozpadających się w atmosferze dostarcza do promieniowania wtórnego elektronów.
Kaskada powstających w ten sposób cząstek tworzy tak zwany pęk atmosferyczny.
[edytuj] Wysokoenergetyczne cząsteczki pierwotnego promieniowania kosmicznego
Jedna wysokoenergetyczna cząsteczka (zwykle proton) lub kwant promieniowania gamma o energii 1020 eV może spowodować powstanie w atmosferze wielkiego pęku atmosferycznego. Do powierzchni Ziemi dociera wówczas cała kaskada cząstek rozprzestrzeniona na dużym obszarze. Badając wielkość tego obszaru, rozkład energii i ilości cząstek, można wnioskować o energii cząstki pierwotnej, która wywołała tę kaskadę
[edytuj] Odkrycie promieniowania kosmicznego
Promieniowanie kosmiczne jest odpowiedzialne za wzrost stopnia jonizacji powietrza z wysokością. Po raz pierwszy stwierdził ten fakt V. F. Hess w 1912 roku (podczas lotu balonowego) i jego uważa się za odkrywcę promieniowania kosmicznego. Hipoteza, że jonizacja ta jest wynikiem promieniowania dochodzącego spoza atmosfery ziemskiej, wywołała sporo kontrowersji i dopiero przeprowadzone w latach 1923-26 doświadczenia R. K. Millikana całkowicie ją potwierdziły; Millikan też wprowadził nazwę promieniowanie kosmiczne. Najstarszymi przyrządami do badania promieniowania kosmicznego są komory jonizacyjne i liczniki Geigera-Müllera służące do rejestracji cząstek naładowanych elektrycznie, a także fotonów. Obecnie do detekcji promieniowania kosmicznego używa się wszelkiego rodzaju liczników i detektorów promieniowania np. komór pęcherzykowych, czy liczników scyntylacyjnych.
[edytuj] Izotropia promieniowania kosmicznego
Promieniowanie kosmiczne dochodzi do Ziemi ze wszystkich kierunków prawie jednakowo. Niewielkie zmiany obserwuje się jedynie w jego niskoenergetycznej składowej. Ponieważ promieniowanie kosmiczne składa się z cząstek naładowanych, nie bez wpływu na nie pozostaje ziemskie pole magnetyczne. Okazało się, że natężenie promieniowania kosmicznego o energiach mniejszych niż 1 [GeV], mierzone na określonej wysokości, zależy od szerokości magnetycznej miejsca obserwacji. Na równiku natężenie to jest minimalne, w okolicy bieguna magnetycznego - maksymalne, co jest spowodowane zmianą torów cząstek elektrycznie naładowanych w polu magnetycznym Ziemi. W okolicy bieguna, gdzie cząstki biegną wzdłuż linii sił, promieniowanie kosmiczne może bez przeszkód docierać do Ziemi, natomiast w okolicy równika większość cząsteczek pada prostopadle do tych linii, ich ruch jest utrudniony i natężenie promieniowania maleje. Drugim efektem geomagnetycznym jest asymetria wschód-zachód, cząstki promieniowania kosmicznego są bowiem naładowane przeważnie dodatnio i w polu magnetycznym Ziemi (skierowanym z północy na południe) ulegają odchyleniu tak, że z zachodu dolatuje ich do obserwatora na Ziemi więcej niż ze wschodu. Natężenie niskoenergetycznego promieniowania kosmicznego zależy od fazy cyklu aktywności słonecznej. W okresie maksimum jest niższe, w minimum - wyższe, z powodu "wymiatania" cząstek promieniowania kosmicznego z przestrzeni międzyplanetarnej przez wiatr słoneczny (silniej wiejący w maksimum).
[edytuj] Źródła promieniowania kosmicznego
Część promieniowania kosmicznego o niższych energiach pochodzi z rozbłysków słonecznych (obserwuje się wyraźną korelację między rozbłyskami i nagłymi wzrostami ilości cząstek promieniowania kosmicznego o energiach od 100 MeV do kilku GeV), ale są to zjawiska sporadyczne. Większość promieniowania kosmicznego pochodzi z wybuchów gwiazd nowych i supernowych. Gwiazdy te wyrzucają naładowane cząstki, które błąkając się w przestrzeniach międzygwiazdowych mogą na przykład być rozpędzane przez znajdujące się tam pola magnetyczne i elektryczne. Źródłem promieniowania kosmicznego mogą być również gwałtowne procesy mające miejsce w centrum naszej Galaktyki, jak również w centrum Grupy Lokalnej Galaktyk.
