Microsoft Word N. Z. Ismay?lov Atmosferdenkenar astronomiya derslik doc
Yüklə 1,02 Mb. Pdf görüntüsü
|
- Bu səhifədəki naviqasiya:
- 6.3. Yer səthində kosmik şüalanma
107
qaldırdıqdan sonra aşkar olundu. Bu tədqiqatçılar göstərdilər ki, Yer səthindən 4800 m yüksəklikdə bu şüalanmanın miqdarı dörd dəfə, 8400 m –də isə 10 dəfə artır. Bu şüalanmanın kosmik təbiətli olması 1923-1926 – cı illərdə ABŞ tədqiqatçısı R.Milliken tərəfindən aparılan təcrübələr nəticəsində birdəfəlik təsdiq olundu. «Kosmik şüalar» terminini də elmə məhz Milliken daxil etdi. XX əsrin 40- cı illərinə qədər kosmik şüaların təbiəti naməlum qalırdı. Bu müddət ərzində nüvə fizikası sürətlə inkişaf edirdi və kosmik şüaların maddə ilə qarşılıqlı təsiri, toqquşmadan sonra yaranan ikinci növ zərrəciklərin təbiəti öyrənilirdi. Sayğac- teleskopların, Vilson kamerasının və nüvə fotoemulsiyasının hava balonları ilə yüksəkliklərə qaldırılması nəticəsində 1932-ci ildə pozitron, 1937-ci ildə müon və 1947-ci ildə pi-mezon kəşf olundu. İlkin kosmik şüaların intensivliyinin və düşmə istiqamətinin Yerin maqnit sahəsi ilə sistematik tədqiqi göstərdi ki, əksər kosmik şüalar müsbət yüklü zərrəciklərdən ibarətdir. Bu nəticə kosmik şüaların şərq-qərb asimmetriyası nəticəsində baş verir. Yüklü zərrəciklər Yerin maqnit sahəsində döndüyündən, şərqə nisbətən qərbdən daha çox komik zərrəcik gəlir. Fotoemulsiyanın tətbiqi 1948 - ci ildə göstərdi ki, alınan zərrəciklər dəmir də daxil olmaqla digər ağır elementlərin nüvələrinə aid edilməlidir. Kosmik şüalar tərkibində elektronların olması yalnız 1961-ci ildə stratosfer tədqiqatlarında aşkar olunmuşdur. Bununla bərabər, artıq XX əsrin 40 –cı illərindən başlayaraq kosmik şüaların zamana görə dəyişməsi problemi irəli sürüldü. Kosmik şüaların nüvə – fiziki tədqiqatları hazırda böyük sahəyə malik sayğaclar vasitəsilə həyata keçirilir. Belə sayğaclar atmosferə daxil olan eV ener$ili zərrəciklərin ilkin toqquşmadan sonra atmosferdə yaratdığı ikinci zərrəciklər leysanını təhlil edir.
108
Bununla yanaşı bu qurğular ener$i spektri eV
olan zərrəciklər haqqında məlumat verir ki, bu da kosmik şüa mənbələrinin və zərrəciklərin sürətləndirmə mexanizmlərinin aşkar olunmasına kömək edir. Kosmik şüalanmanın kosmofiziki aspektdən öyrənilməsi, zərrəciklərin ener$isindən asılı olaraq müxtəlif metodlarla həyata keçirilir. Müxtəlif növ kosmik şüalar dünya ölkələrinin birgə yaratdığı neytron monitorlar şəbəkəsində, sayğac-teleskoplarda və digər detektorlarda öyrənilir. Qeyd edək ki, yerüstü detektorlar atmosferdə udulma səbəbindən ener$isi MeV olan zərrəcikləri hiss etmir. Ona görə belə zərrəcikləri müşahidə etmək üçün cihazları zond balonlarla 30-35 km yüksəkliyə stratosferə qaldırırlar. Ener$isi 1500 MeV olan zərrəcikləri qeyd etmək üçün geofiziki raketlər və yerin süni peykləri istifadə olunur.
Planetlərarası mühitin kosmik şüalanması ekliptika müstəvisi boyu Günəşdən təxminən 10 a.v. məsafəyə qədər öyrənilə bilir. Bir çox hallarda kosmik şüaların öyrənilməsində kosmogen izotoplar metodu qiymətli məlumat verməkdədir. Belə izotoplar kosmik şüaların metoritlərlə, habelə Ay və ya planetlərin səthindən qalxan kosmik tozla, Yer atmosferi və yerüstü maddələrlə qarşılıqlı təsir zamanı meydana gəlir. Kosmogen izotoplar kosmik şüalanmanın keçmişdəkinə nisbətən dəyişməsi və günəş-yer əlaqəsi haqqında məlumat daşıyır. Məsələn, ağacın gövdəsindəki illik həlqələrində 14 c
şüaların dəyişməsini öyrənmək olar. Meteoritlərdə, Ay suxurunda, dənizin çox dərin qatlarında olan daha uzunömürlü izotopların ( 10 Be,
26 Al,
53 Mn və s.) öyrənilməsi kosmik şüaların milyonlarla illər ərzində dəyişməsini tədqiq etməyə imkan verir.
109
6.3. Yer səthində kosmik şüalanma Kosmik şüalanmanın əsas xarakteristikaları zərrəciklərin tərkibinin kütlə və yükünə görə paylanması, zərrəciklərin ener$iyə görə paylanma spektri və anizotropiya dərəcəsi – gəlmə istiqamətinə görə paylanmasıdır. 6.3.1-ci cədvəldə kosmik şüaların nisbi tərkibi verilmişdir. 6.3.1-ci cədvəldən görünür ki, qalaktika mənşəli kosmik şüalanma tərkibində Günəş və ulduzlara nisbətən çox böyük miqdarda yüngül nüvəli (Z=3-5) zərrəciklər vardır. Bundan başqa orada həm də ağır nüvələrin sayı çox böyükdür (Z≥20). Bu iki fərq komik şüaların mənşəyini aşkar etməyə kömək edir. 6.3.2-ci cədvəldə kosmik şüalarda müxtəlif kütləli zərrəciklərin nisbi sayı verilir. cədvəldən görünür ki, ilkin kosmik şüalanma zərrəciklərinin 90%-i yalnız protonlardan ibarətdir. α -zərrəciklər 7%, elektronlar ~1%, ağır nüvələr təxminən 1%-dən azdır. Bu rəqəmlər ener$isi ≥2.5 QeV/nuklon olan zərrəciklər üçündür. Ölçmələr Günəş aktivliyinin minimumu halında müşahidə olunan ener$i spektrinin, ulduzlararası mühitdə kosmik şüaların modullaşmamış spektri qədər olduğu hal üçün aparılmışdır. Kosmik şüaların inteqral ener$i spektri
(6.3.1)
[zərrəcik/(sm 2 s MeV)] ener$isi ε k olan İ zərrəciklər sayını göstərir. Burada I
–normallaşdırıcı sabit, γ+1 spektrin göstəricisidir. Mənfi
110
işarəsi spektrin azalma xarakterini göstərir, yəni ε k artdıqca kosmik şüaların intensivliyi artır. Bir çox hallarda kosmik şüaların spektrinin diferensial formada ifadəsindən istifadə olunur: cədvəl 6.3.1 . Kosmik şüalanmanın Günəşdə, ulduzlarda və Qalaktikada orta nisbi paylanması. Element Günəş k.ş. Günəş (fotosfer) Ulduzlar Qalaktika k.ş. 1 H 4600* 1445 925 685 2 He ( -çastiüa) 70* 91 150 48
3 Li ? <10
-5 <10
-5 0.3
4 Be-
5 B 0.02 <10 -5 <10
-5 0.8
6 C 0.54* 0.6 0.26 1.8 7
8 O** 1.0* 1.0 1.0 1.0 9 F <0.03 10 -3 <10
-4
0.1 10 Ne 0.16* 0.054 0.36 0.30 11 Na ? 0.002 0.002 0.19
12 Mg 0.18* 0.05 0.040 0.32 13
0.004 0.06
14 Si 0.13* 0.065 0.045 0.12
15 P- 21 Sc 0.06 0.032 0.024 0.13 16 S- 20 Ca 0.04* 0.028 0.02 0.11 Yüklə 1,02 Mb. Dostları ilə paylaş:
|