Microsoft Word N. Z. Ismay?lov Atmosferdenkenar astronomiya derslik doc
Yüklə 1,02 Mb. Pdf görüntüsü
|
111
22 Ti-
28 Ni 0.02 0.006 0.033 0.28 26 Fe 0.15* 0.05 0.06 0.14
zərrəciklər, qalan rəqəmlər ener$isi ≥40 MeV/nuklon olan zərrəciklər üçündür. cədvəldəki rəqəmlərin dəqiqliyi 10-50% arasında dəyişir. Oksigen kimyəvi tərkibi 1 götürülmüşdür. Sual işarəsi naməlum qiymətləri göstərir.
Ener$isi ε ≥ 2,5 QeV/nuklon olan bəzi kosmik şüaların nisbi tərkibi və bəzi xarakteristikaları. Qrup Qrupa
daxil olan
zərrəcik lər
Nüvə yükü
Orta atom
kütlə ədədi
a.k.v. İntensivlik , zərrəciyin sayı,(m
⋅s⋅sr) Hər 10 min protona düşən
zərrəcikləri n sayı
Qalaktika və
ulduzlarda orta
hesabla
p Proton lar
1 1 1300 10000 10000 - zərrəcik nüvələri
Heliu m 2 4 94 720 1600 L Yüngü
l nüvələ
r 3-5 10
2.0 15
10 -4
M Orta
nüvələ r 6-9 14 6.7 52
14 H Ağır 10 31 2.0 15 6
nüvələ r VH Çox ağır
nüvələ r 20 51 0.5 4 0.06
SH Ən
ağır nüvələ
r > 30 100 ~10 -4 ~10 -3
e Elektr
on-lar 1 1/183 6 13 100 10000
(6.3.2)
[zərrəcik/(sm 2 s MeV)], bu kəmiyyət 1 MeV intervala düşən zərrəciklərin sayının ε k ener$isindən asılılığını ifadə edir. Diferensial spektr inteqral spektrə nisbətən kosmik şüaların ener$i spektrində daha incə detalları aşkar etməyə imkan verir. Məsələn, 2.3.1-ci şəkildəYer yaxınlığında ener$isi 10 6 –dan 3 ⋅10 11 eV arasında müşahidə olunan kosmik şüaların diferensial spektri göstərilir. Göstərilən intervalda müşahidə olunan kosmik şüalar Günəş aktivliyinin təsirinə məruz qalır, ona görə ener$isi 10 6 –dan 3 ⋅10 11 eV intervalında olan şüaların öyrənilməsi kosmik şüaların ulduzlararası mühitdən planetlərarası maqnit sahəsinin təsiri ilə planetlərarası mühitə daxil olması məsələlərini öyrənməyə imkan verir.
113
Atmosferdən və maqnitosferdən kənar kosmik şüaların müşahidəsinə qədər ener$isi ε k ≤ 10 9 eV olan
kosmik şüaların diferensial spektri aydın hesab olunurdu: Yer yaxınlığında spektr
Şəkil 6.3.1. Yer orbiti yaxınlığında kosmik şüaların planetlərarası diferensial paylanma spektri. 1-protonlar; 2 - α zərrəciklər, 3 –Günəş alışmasının protonları. Müqayisə üçün 4 və 5 əyriləri ilə, uyğun olaraq, protonların və α-zərrəciklərin Günəş küləyində olan spektri verilir.
114
ε k ≈
400 MeV/nuklon intervalında maksimuma malikdir, ulduzlararası mühitdə modullaşmamış spektr üstlü funksiya formasındadır. Planetlərarası mühitdə kiçik ener$ili Qalaktika mənşəli kosmik şüalanma olmamalıdır. Lakin gözlənilmədən kosmik şüaların birbaşa ölçülməsi göstərdi ki, təxminən
≈
30 MeV və ondan aşağı ener$ilərdə kosmik şüalanmanın intensivliyi yenə artır, spektrdə xarakterik əyilmə aşkar olunur. Çox ehtimal ki, bu əyilmə kosmik şüaların ε k ≈ 10 7 -10
8 eV intervalında güclü modulyasiyasının nəticəsidir. Çünki bu halda planetlərarası maqnit sahəsinin qeyri bircinsliyi nəticəsində zərrəciklərin effektiv səpilməsi çox yüksəkdir. Ener$isi
⋅10
9 eV olan kosmik şüaların spektri artıq modulyasiyaya məruz qalmır və
≈
3 ⋅10
15 eV-ə qədər meyl
γ ≈ 2.7 olur. Bu nöqtədə spektr əyilməyə məruz qalır və tərtib γ = 3.2-3.3- ə qədər artır. Bu zaman kosmik şüaların tərkibində ağır nüvələrin artması müşahidə olunur. Lakin hələlik bu intervalda kosmik şüaların tərkibi haqqında məlumat çox azdır. Ener$isi ε k > 10 19 - 10
20 eV olan zərrəciklər
üçün spektr kəskin kəsilir, çünki zərrəciklər qalaktikalararası mühitə gedir və mikrodalğalı fon şüalanmasının fotonları ilə qarşılıqlı təsirdə olur. İfratyüksək ener$ili zərrəciklər seli çox kiçikdir. Məsələn, 10 km 2
sahədə ener$isi ε к ≈
10 20
ε к ≈
10 11
15 eV olan zərrəciklər üçün 0.1% dəqiqliklə yüksək izotropluq müşahidə olunur. Daha yüksək ener$ilərdə anizotropluq artır və ε k ≈
10 19
20 eV intervalında bir neçə faizə çatır. 0.1% -li anizotropluğun 19 saat ulduz vaxtına uyğun maksimumu kosmik
Yüklə 1,02 Mb. Dostları ilə paylaş:
|