Kosmik nurlar — elementar zarralar, fotonlar va atom yadrolari, ular yuqori energiya bilan kosmik fazoda harakatlanadi.
Asosiy ma’lumotlar
Kosmik nurlar fizikasi odatda yuqori energiyalar fizikasi va elementar zarralar fizikasining tarkibiy qismi hisoblanadi.
Kosmik nurlar fizikasi quyidagilarni o‘rganadi:
- kosmik nurlarning paydo bo‘lishi va tezlashishiga olib keladigan jarayonlar;
- kosmik nur zarralari, ularning tabiati va xususiyatlari;
- kosmik nur zarralari kosmik fazoda, Yer atmosferasida va sayyoralar atmosferasida keltirib chiqaradigan hodisalar.
Yer atmosferasining chegarasiga yetib keladigan yuqori energiyali zaryadlangan va neytral kosmik zarralar oqimini o‘rganish eng muhim tajribaviy vazifalardan biridir.
Kosmik nurlar quyidagi joylarda paydo bo‘lishi mumkin:
- bizning Galaktikamizdan tashqarida;
- bizning Galaktikamizda;
- Quyoshda;
- sayyoralararo fazoda.
Birlamchi deb galaktikadan tashqarida, Galaktikada va Quyoshda paydo bo‘lgan kosmik nurlar ataladi.
Ikkilamchi kosmik nurlar deb Yer atmosferasida birlamchi kosmik nurlar ta’sirida hosil bo‘lib, Yer yuzasida qayd etiladigan zarralar oqimiga aytiladi.
Kosmik nurlar Yer yuzasi va atmosferadagi tabiiy radiatsiya (fon radiatsiyasi) tarkibiga kiradi.
zarralarni tezlatish texnologiyasi rivojlanishidan oldin kosmik nurlar yuqori energiyali elementar zarralarning yagona manbai bo‘lgan. Masalan, pozitron va myuon dastlab kosmik nurlar tarkibida aniqlangan.
Kosmik nurlardagi zarralar energiyasi juda keng diapazonni qamrab oladi — 106 eV dan 5⋅1021 eV.
Zarralar soni bo‘yicha kosmik nurlarning 92 % ini protonlar, 6 % ini geliy yadrolari, taxminan 1 % ini og‘irroq elementlar, yana taxminan 1 % ini elektronlar tashkil etadi. Kosmik nurlar manbalarini Quyosh tizimidan tashqarida o‘rganishda proton-yadro tarkibiy qismi, asosan, u hosil qiladigan gamma nurlar oqimi orqali orbital gamma-teleskoplar yordamida, elektron tarkibiy qismi esa o‘zi keltirib chiqaradigan sinxrotron nurlanish orqali aniqlanadi. Bu nurlanish radiochastotalar diapazoniga (xususan, yulduzlararo muhitning magnit maydonida nurlanganda metrli to‘lqinlarga) to‘g‘ri keladi; kosmik nurlar manbai yaqinidagi kuchli magnit maydonlarda esa yanada yuqori chastotali diapazonlarni ham qamrab oladi. Shu sababli elektron tarkibiy qismini Yerdagi astronomik asboblar yordamida ham aniqlash mumkin.
An’anaga ko‘ra kosmik nur zarralari quyidagi guruhlarga bo‘linadi: p α L M H VH (mos ravishda protonlar, alfa-zarralar, yengil, o‘rta, og‘ir va o‘ta og‘ir yadrolar). Birlamchi kosmik nurlanish kimyoviy tarkibining o‘ziga xos xususiyati — L guruhi yadrolari (litiy, berilliy, bor) miqdorining yulduzlar va yulduzlararo gaz tarkibiga nisbatan g‘ayrioddiy ko‘pligidir. Bu hodisa shunday izohlanadi: kosmik zarralarni hosil qilish mexanizmi avvalo og‘ir yadrolarni tezlashtiradi; ular yulduzlararo muhit protonlari bilan o‘zaro ta’sirlashganda yengilroq yadrolarga parchalanadi. Ushbu taxmin kosmik nurlarning juda yuqori darajadagi izotropiyaga egaligi bilan tasdiqlanadi.
Kosmik nurlar fizikasi tarixi
Yerdan tashqarida kelib chiqqan ionlashtiruvchi nurlanish mavjud bo‘lishi mumkinligi haqidagi dastlabki dalillar XX asr boshlarida gazlarning elektr o‘tkazuvchanligi ustida o‘tkazilgan tajribalarda olingan. Gazda o‘z-o‘zidan paydo bo‘ladigan elektr tokini Yerning tabiiy radioaktivligi keltirib chiqaradigan ionlashish bilan izohlab bo‘lmagan. Kuzatilgan nurlanish shu qadar kuchli kirib borish xususiyatiga ega ediki, qalin qo‘rg‘oshin qatlamlari bilan himoyalangan ionlashish kameralarida ham qoldiq tok kuzatilgan. 1911—1912-yillarda havo sharlariga o‘rnatilgan ionlashish kameralari bilan qator tajribalar o‘tkazildi. Gess nurlanish balandlik oshgani sari kuchayishini aniqladi, holbuki Yer radioaktivligidan kelib chiqadigan ionlashish balandlik bilan kamayishi kerak edi. Kolxyorster tajribalari bu nurlanish yuqoridan pastga yo‘nalganini isbotladi.
1921—1925-yillarda amerikalik fizik Milliken kosmik nurlanishning Yer atmosferasida yutilishini kuzatuv balandligiga bog‘liq ravishda o‘rganib, qo‘rg‘oshinda bu nurlanish atom yadrolarining gamma nurlanishi singari yutilishini aniqladi. Mazkur nurlanishni birinchi bo‘lib Milliken «kosmik nurlar» deb atadi.
1925-yilda sovet fiziklari L. R. Tuvim va L. V. Misovskiy kosmik nurlanishning suvda yutilishini o‘lchadilar: bu nurlanish yadrolarning gamma nurlanishidan o‘n baravar kamroq yutilishi ma’lum bo‘ldi. Misovskiy va Tuvim nurlanish intensivligi barometrik bosimga bog‘liqligini ham aniqlab, «barometrik effekt»ni kashf etdilar. D. V. Skobelsin tomonidan doimiy magnit maydonga joylashtirilgan Vilson kamerasi bilan o‘tkazilgan tajribalar ionlashish orqali kosmik zarralarning izlarini (treklarini) «ko‘rish» imkonini berdi. 1938-yilda Pyer Oje kosmik zarralar jalasini kashf etdi.
Kosmik nurlar bilan o‘tkazilgan tajribalar mikrodunyo fizikasi uchun bir qator fundamental kashfiyotlarni ta’minladi: 1932-yilda Anderson kosmik nurlarda pozitronni kashf etdi; 1937-yilda Anderson va Neddermeyer myuonlarni kashf etib, ularning parchalanish turini aniqladilar; 1947-yilda π-mezonlar kashf etildi; 1955-yilda kosmik nurlarda K-mezonlar, shuningdek, og‘ir neytral zarralar — giperonlar mavjudligi aniqlangan.
«g‘alatilik» kvant xarakteristikasi kosmik nurlar bilan o‘tkazilgan tajribalarda paydo bo‘ldi. Bu tajribalar juftlikning saqlanishi masalasini ko‘tardi, nuklonlar o‘zaro ta’sirida zarralarning ko‘plab hosil bo‘lish jarayonlarini ochib berdi hamda yuqori energiyali nuklonlar o‘zaro ta’sirining effektiv kesimini aniqlashga imkon yaratdi.
Kosmik raketalar va sun’iy yo‘ldoshlarning paydo bo‘lishi yangi kashfiyotlarga, jumladan, Yer radiatsiya kamarlarining aniqlanishiga olib keldi (1958-yil fevral, Van Allen va undan mustaqil ravishda o‘sha yil iyulida S. N. Vernov va A. Ye. Chudakov); shuningdek, Galaktika va galaktikalararo fazoni tadqiq etishning yangi usullarini yaratishga imkon berdi.
Yerga yaqin kosmik fazodagi yuqori energiyali zaryadlangan zarralar oqimlari
Yerga yaqin kosmik fazoda (YQKF) kosmik nurlarning bir necha turi ajratiladi. Doimiy turlarga galaktik kosmik nurlar (GKN), albedo zarralari va radiatsiya kamari kiradi. Davriy bo‘lmagan turga esa Quyosh kosmik nurlari (QKN) kiradi.
Galaktik kosmik nurlar (GKN)
Galaktik kosmik nurlar (GKN) kinetik energiyasi E bir necha o‘n MeV/nuklondan yuqori bo‘lgan turli kimyoviy elementlar yadrolaridan, shuningdek, elektronlar va kinetik energiyasi E > 10 MeV bo‘lgan pozitronlardan iborat. Bu zarralar sayyoralararo fazoga yulduzlararo muhitdan keladi. Kosmik nurlarning eng ehtimolli manbalari o‘ta yangi yulduzlar portlashlari va ular natijasida hosil bo‘ladigan pulsarlar hisoblanadi. Pulsarlarning elektromagnit maydonlari zaryadlangan zarralarni tezlashtiradi, keyin ular yulduzlararo magnit maydonlarda sochiladi. Biroq energiya E < 100 MeV/nuklon bo‘lgan sohada zarralar Quyosh shamoli va yulduzlararo gaz zarralarining sayyoralararo muhitda tezlashishi hisobiga hosil bo‘lishi ham mumkin. GKN differensial energiya spektri darajali qonuniyatga ega.
Yer magnitosferasidagi ikkilamchi zarralar: radiatsiya kamari, albedo zarralari
magnitosfera ichida, har qanday dipolli magnit maydon kabi, kinetik energiyasi E kritik qiymatdan kichik bo‘lgan zarralar kira olmaydigan sohalar mavjud. Energiyasi E < Ekr bo‘lgan va bu sohalarda allaqachon mavjud zarralar ham ulardan chiqib keta olmaydi. Magnitosferaning bu taqiqlangan sohalari tutib qolish zonalari deyiladi. Yerning dipolli (kvazidipolli) maydoni tutib qolish zonalarida katta miqdordagi zarralar, avvalo, protonlar va elektronlar ushlab turiladi.
Yerga yaqin fazoda ekvatorial tekislikda joylashgan ikkita halqasimon sohani ajratish mumkin: ular taxminan 300 km dan (Janubiy Atlantika magnit anomaliyasi) dan 6000 km gacha (ichki radiatsiya kamari) va 12 000 km dan 40 000 km gacha (tashqi radiatsiya kamari). Ichki kamar asosan 1 dan 1000 MeV gacha energiyali protonlar bilan, tashqi kamar esa elektronlar bilan to‘lgan.
Past energiyali protonlar intensivligining maksimumi Yer markazidan L ~ 3 Yer radiusi masofasida joylashgan. Kam energiyali elektronlar butun tutib qolish hududini egallaydi. Ular uchun ichki va tashqi kamarlar alohida ajratilmaydi. Ichki kamardagi protonlar oqimi vaqt davomida ancha barqaror bo‘ladi.
Birlamchi kosmik nurlanish yadrolarining atmosfera bilan o‘zaro ta’siri natijasida neytronlar hosil bo‘ladi. Yerdan yo‘nalgan neytronlar oqimi (albedo neytronlari) Yer magnit maydonidan to‘siqsiz o‘tadi. Neytronlar beqaror bo‘lgani (o‘rtacha parchalanish vaqti ~900 s), ularning bir qismi past energiyali zaryadlangan zarralar kira olmaydigan sohalarda parchalanadi. Shu tariqa neytronlarning parchalanish mahsulotlari (protonlar va elektronlar) bevosita tutib qolish zonalarida hosil bo‘ladi. Energiya va pitch burchaklariga (pitch angles) qarab bu protonlar va elektronlar tutib qolinishi yoki ushbu hududni tark etishi mumkin.
Albedo zarralari — Yer atmosferasidan qaytgan ikkilamchi zarralardir. Albedo neytronlari radiatsiya kamarini energiyasi 10³ MeV gacha bo‘lgan protonlar va bir necha MeV gacha energiyali elektronlar bilan ta’minlaydi.
Quyosh kosmik nurlari
Quyosh kosmik nurlari (QKN) deb Quyosh tomonidan sayyoralararo fazoga chiqarilgan yuqori energiyali zaryadlangan zarralar — elektronlar, protonlar va yadrolarga aytiladi. QKN energiyasi bir necha keV dan bir necha GeV gacha yetadi. Ushbu diapazonning quyi qismida QKN yuqori tezlikdagi Quyosh shamoli protonlari bilan chegaradosh. QKN zarralari Quyosh chaqnashlari natijasida paydo bo‘ladi. Yer atmosferasidan tashqarida QKN chaqnashi birinchi marta «Sputnik-3» sun’iy yo‘ldoshi apparaturasi tomonidan Quyosh xromosferasidagi 7-iyul 1958-yilda yuz bergan chaqnash natijasida qayd etilgan.
O‘ta yuqori energiyali kosmik nurlar
- kerak; qarang: Ultra-high-energy cosmic ray[ingl.], UHECR)
Ayrim zarralarning (masalan, «Oh-My-God» zarrasining) energiyasi GZK chegarasidan (Greyzen — Zatsepin — Kuzmin) — kosmik nurlar energiyasining nazariy chegarasi bo‘lib, 5⋅1019 eV qiymatiga teng va zarralarning relikt nurlanish fotonlari bilan o‘zaro ta’siridan kelib chiqadi. Yiliga bunday bir necha o‘nlab zarra AGASA observatoriyasi tomonidan qayd etilgan. O‘ta yuqori energiyali zarralar nihoyatda kam uchraydi; ularning kelib chiqish tabiati hozircha tushunilmagan va yetarlicha asoslangan ilmiy izohga ega emas.
- Oh-My-God zarrasi (320 EeV), 1991-yilda aniqlangan, qayd etilgan barcha zarralar orasida eng yuqori energiyalisidir;
- energiyasi 280 EeV bo‘lgan va 2001-yilda aniqlangan zarra;
- energiya bo‘yicha uchinchi zarra (244 EeV), ma’buda Amaterasu sharafiga nomlangan va 2021-yilda qayd etilgan.
Shuningdek, 2021-yilda 1990-yillardan beri qidiruvlar olib borayotgan Tibet ASγ hamkorlik guruhi 70 000 m² maydondagi antennalar majmuasi va yerosti myuon detektorlari yordamida Tibet platosida 4200 metr balandlikda joylashgan bo‘lib, energiyasi deyarli bir gamma-kvantlar petaelektronvolt (1015 eV) ga yetgan 23 ta zarra qayd etildi. Taxminlarga ko‘ra, bunday nurlanish eng kuchli galaktikadan tashqari manbalardan kelgan nurlanishning Somon yo‘li yulduzlararo gazi orqali o‘tishi natijasida yuzaga keladi, chunki qayd etilgan gamma-kvantlarning kelish yo‘nalishlari diffuz (fazoda tarqoq) xususiyatga ega edi.
Kosmik nurlarni qayd etish
Kosmik nurlar kashf etilganidan keyin uzoq vaqt davomida ularni qayd etish usullari tezlatkichlarda zarralarni qayd etish usullaridan farq qilmagan; ko‘pincha gaz razryadli hisoblagichlar yoki yadroviy fotoemulsiyalar stratosferaga yoxud kosmik fazoga ko‘tarilgan. Biroq bu usul yuqori energiyali zarralarni muntazam kuzatishga imkon bermaydi, chunki ular kam uchraydi va hisoblagich kuzata oladigan fazo uning o‘lchamlari bilan cheklangan.
Zamonaviy observatoriyalar kosmik nurlarni qayd etishda boshqa prinsiplardan foydalanadi. Yuqori energiyali zarra atmosferaga kirganda, dastlabki 100 g/sm² qalinlikdagi havo atomlari bilan o‘zaro ta’sirlashib, asosan pionlar va myuonlardan iborat ko‘plab zarralarni hosil qiladi; ular esa o‘z navbatida boshqa zarralarni hosil qiladi va jarayon davom etadi. Natijada zarralarning konussimon oqimi — zarra jalasi shakllanadi. Bu zarralar havodagi yorug‘lik tezligidan yuqori tezlikda harakatlanishi sababli Cherenkov nurlanishi yuzaga keladi va teleskoplar tomonidan qayd etiladi. Ushbu usul yordamida osmonning yuzlab kvadrat kilometrga teng sohalarini kuzatish mumkin.
Kosmik parvozlar uchun ahamiyati
Xalqaro kosmik stansiya, ko‘zlarini yumganda, 3 daqiqada ko‘pi bilan bir marta yorug‘lik chaqnashlarini ko‘radilar. Ehtimol, bu hodisa ko‘z to‘r pardasiga tushadigan yuqori energiyali zarralar ta’siri bilan bog‘liq. Ammo bu tajribalar bilan tasdiqlanmagan; hodisa faqat psixologik sabablarga ham ega bo‘lishi mumkin.
Radiatsiya
Kosmik radiatsiyaning uzoq muddatli ta’siri inson salomatligiga juda salbiy ta’sir ko‘rsatishi mumkin. Insoniyatning Quyosh tizimidagi boshqa sayyoralarga yanada kengroq tarqalishi uchun bunday xavflardan ishonchli himoya ishlab chiqish zarur — Rossiya va AQSH olimlari allaqachon ushbu muammoni hal qilish yo‘llarini izlamoqdalar.
Adabiyotlar
- Murzin V. S. Kosmik nurlar fizikasi. Universitetlarning fizika mutaxassisliklari uchun o‘quv qo‘llanma. — Moskva: Moskva davlat universiteti nashriyoti, 1970. — 285 bet
- Murzin V. S. Kosmik nurlar fizikasiga kirish. — Moskva: Atomizdat, 1979. — 303 bet
- Kosmik fazo modeli / Akademik S. N. Vernov tahriri ostida. — Moskva: Moskva davlat universiteti nashriyoti, 1971. — J. 1—3.
- Filonenko A. D. O‘ta yuqori energiyali kosmik zarralar oqimlarini o‘lchashning radioastronomik usuli // Fizika fanlari yutuqlari. — Rossiya Fanlar akademiyasi, 2012. — J. 182. — B. 793—827.
- Dorman L. I. Kosmik nurlar astrofizikasining tajribaviy va nazariy asoslari. — Moskva: Nauka, 1975. — 464 bet
- tahrirchi Shirkov D. V. Mikrodunyo fizikasi. — Moskva: Sovet ensiklopediyasi, 1980. — 528 bet
- Panasyuk M. I. Koinot sayyohlari yoki Katta portlash aks-sadosi. — Moskva: Vek 2, 2005. — 272 bet — ISBN 5-85099-160-3.
- Zatsepin G. Kosmik nurlar nima? // Fan va hayot : jurnal. — 1987. — № 1. — B. 82-86. — ISSN 0028-1263.
