Koinot nurlarining atmosfera orqali o’tish. Keng atmosfera jalalari.
Yer va boshqa planetalar atmosferasi koinot nurlari uchun katta to’siq hisoblanadi. Atmosferada ikkilamchi zarralar kuzatilib, birlamchi zarralar o’zaro ta’sir natijasida ularga aylanadilar. Ikkilamchi zarralar esa atmosfera xususiyatlari, uning kengligi, zichligi va kimyoviy tarkibiga bog’liq.
Yer atmosferasi asosan 3 xil gazdan tashkil topgan. N —Azot 78,1 % ni, O —kislorod 21 % ni va qolgani uglerod oksididan iborat. Dengiz sirtida havo zichligi 0,0012 g/sm2, dengiz sirtidan atmosfera chegarasigacha bo’lgan havo ustunidagi modda miqdori esa 1030 g/sm2 ga teng. Agar koinot nurlari manbadan to Yerga yetib kelguncha 5 g/sm2 modda o’tishini e’tiborga olsak, atmosfera koinot nurlari xususiyatini sezilarli o’zgartirishini bilish mumkin.
Yer atmosferaning qat’iy chegarasi mavjud emas. Havo zichligi balandlik oshishi bilan sekin —asta kamayib planetalararo gaz zichligiga tenglashadi. Bunda albatta uning kimyoviy tarkibi ham o’zgaradi.
Ikkilamchi zarrachalar hosil bo’luvchi jarayonlar zanjiri adronning (proton yoki yadro) atmosferadagi yadro bilan to’qnashishidan hosil bo’ladi. Yuqori energiyali zarralar bunday to’qnashganda birlamchi zarra tabiatli zarracha impulsnining asosiy qismini o’zida saqlab qolishi kuzatiladi. Bunday zarracha lider zarra deyiladi. Bu zarra ham atmosfera yadrolari bilan yana ta’sirlashadi. Atmosferada ketma — ket shunday lider zarralarning yadrolar bilan ta’siri bir — necha marta yuz beradi. Bu jarayonga yadro — kaskad jarayoni deyiladi. Bu jarayon 1949 yili Pamirda ishlagan tadqiqiotchilar tomonidan ochilgan.
1 — birlamchii zarra
2 —past energiyali yadro
3 —ikkilamchi lider nuklon
4 —zaryadli lider pion.
5 —pion parchalanishi. 6—71° parchalanishi.
7 — neytron
8 — ta’sirlashuvchilar
9— parchalanish
10— norelyativ zarralar hosil bo’lshni.
Birlamchi zarralar energiyasi bo’lganda ikkilamchi zarrachalar atmosferada bir — necha o’n ming kvadrat metr maydonga sochilgan bo’ladi. Shu sababli ikkilamchi koinot nurlarining har bir komponentasi alohida o’rganiladi.
Yuqori energiyalarda esa yadro kaskadlarida bir necha o’n mingdan milliardgacha zarralar hosil bo’ladi. Bu hodisaga keng atmosfera jalalari deyiladi,
Keng atmosfera jalalarini ular intensivligining juda kamligi sababli to’g’ridan to’tri o’rganib bo’lmaydi. Masalan, 1 yil davomida 1m2 sirtga bor yo’g’i bir — necha o’n zarra to’g’ri keladi. Lekin, bu jarayonda elektron — foton kaskad hosil bo’lishi o’lchash ishlarini engillashtiradi. Bu kaskad o’lchami 100 m gacha bo’lib, qayd qiluvchi detektor uni sezmay qolmaydi. Priborning yuzasi bo’lishi uning sezgirligini yetarli darajaga ko’taradi. Shu sababli, elektron — foton kaskadlari orqali keng atmosfera jalalarini o’rganish energiyali birlamchi zarra to’g’risida ma’lumot olishga imkon beradi. Keng atmosfera jalalarini o’rganish quyidagi masalalarga qaratiladi
1. Keng atmosfera jalalari xossalarini o’rganish.
2. 1015 eV dan yuqori energiyaga ega bo’lgan zarralar o’zaro ta’sirini o’rganish.
3. Astrofizik masalalarni o’rganish.
Keng atmosfera jalalari xossasini o’rganish qolgan ikki masalaning echilishiga yordam beradi. Bu jalalar yuqori energiyali zarralarning yadrolar bilan bo’ladigan ta’siri to’g’risida yetarli ma’lumot bera oladi. Jalalar tarkibidagi elektron va fotonlar tez ko’payish xususiyatiga ega. Shu sababli, jala markaziy qismidagi 95 — 98% , markazdan 200 — 250 m masofadagi 80% zarralar ulardan hosil bo’ladi.
Keng atmosfera jalalari astrofizika uchun ham ahamiyatlidir. Ularni o’rganish orqali birlamchi nurda Gev energiyali zarralar borligi, hamda koinot nurlari anizotropiyasi mavjudligi kuzatilgan. Keng atmosfera jalalari bo’ylama o’lchami 1020 km, ko’ndalang o’lchami esa 100 m bo’lishi kuzatilgan. Bunda jala ko’ndalang o’lchami kulon sochilishi hisobiga sodir bo’ladi.
Keng atmosfera jalalari elektron — foton, adron, myuon komponentalardan tashqari Cherenkov —Vavilov, hamda radionurlanish komponentalariga ham ega.
1953 yili ingliz olimlari Galbrayt va Jelli keng atmosfera jalalarida yorug’lik chaqnashlarini kuzatishgan. Shu yili sharqiy Pamirda A. Chudakov rahbarligida keng atmosfera jalalaridagi Cherenkov nurlanishi o’rganildi. Cherenkov —Vavilov nurlanishi nazariyasiga ko’ra havoning sindirish ko’rsatkichi ma’lum atmosfera bosimda n = 1,00029 bo’lib, zarra tyezligi >s/n bo’lganda nurlanish sodir bo’lishi kerak. Hisoblar nurlanish sodir bo’ladigan energiya elektronlar uchun 21 MeV, myuonlar uchun 4,3 GeV, pionlar uchun 6 Gev bo’lishini ko’rsatadi. Radionurlanish Cherenkov nurlanishiga qaraganda ham kam energiyaga ega bo’lib, u jala vaqtida ma’lum chastotali shovqinlar hosil bo’lishiga olib keladi.
Xulosa
Yer va boshqa planetalar atmosferasi koinot nurlari uchun katta to’siq hisoblanadi. Atmosferada ikkilamchi zarralar kuzatilib, birlamchi zarralar o’zaro ta’sir natijasida ularga aylanadilar. Ikkilamchi zarralar esa atmosfera xususiyatlari, uning kengligi, zichligi va kimyoviy tarkibiga bog’liq. Yer atmosferasi asosan 3 xil gazdan tashkil topgan. N —Azot 78,1 % ni, O —kislorod 21 % ni va qolgani uglerod oksididan iborat. Dengiz sirtida havo zichligi 0,0012 g/sm2, dengiz sirtidan atmosfera chegarasigacha bo’lgan havo ustunidagi modda miqdori esa 1030 g/sm2 ga teng. Agar koinot nurlari manbadan to Yerga yetib kelguncha 5 g/sm2 modda o’tishini e’tiborga olsak, atmosfera koinot nurlari xususiyatini sezilarli o’zgartirishini bilish mumkin.
Yer atmosferaning qat’iy chegarasi mavjud emas. Havo zichligi balandlik oshishi bilan sekin —asta kamayib planetalararo gaz zichligiga tenglashadi. Bunda albatta uning kimyoviy tarkibi ham o’zgaradi. Ikkilamchi zarrachalar hosil bo’luvchi jarayonlar zanjiri adronning (proton yoki yadro) atmosferadagi yadro bilan to’qnashishidan hosil bo’ladi. Yuqori energiyali zarralar bunday to’qnashganda birlamchi zarra tabiatli zarracha impulsnining asosiy qismini o’zida saqlab qolishi kuzatiladi. Bunday zarracha lider zarra deyiladi. Bu zarra ham atmosfera yadrolari bilan yana ta’sirlashadi. Atmosferada ketma — ket shunday lider zarralarning yadrolar bilan ta’siri bir — necha marta yuz beradi. Bu jarayonga yadro — kaskad jarayoni deyiladi. Bu jarayon 1949 yili Pamirda ishlagan tadqiqiotchilar tomonidan ochilgan.
Yerning magnit maydoni, kuch chiziqlari kabi tushunchalarni qarab o’tuvdik. Sun’iy yo’ldoshlar yordamida o’tkazilgan tajribalarda koinot nurlari intyensivligining balandlik oshish bilan oshishi kuzatildi. Yo’ldoshlarga o’rnatilgan Geyger — Myuller hisoblagichlari to’yinish holatiga yetib, ishdan chiqishgani ma’lum bo’ldi. Balandlikdagi nurlanish intyensivligi Yer sirtidagi intensivlikdan million marta yuqori bo’lishi aniqlandi. 1957 yili fazoga chiqarilgan sun’iy yo’ldosh 225-700 km balandlikda uchib koinot nurlari intensivligi to’g’risida ma’lumot bergan. Qutb zonalarida ham intensivlik juda oshib ketgani sezilgan. Lekin bu vaqtda Yer sirtida koinot nurlari intensivligi o’zgarmaganligi sezilgan. Intyensivlikning balandlik bilan oshishi qutb zonalarida 500 km dan sezilarli bo’lsa, ekvator yaqinida esa 1300 km balandlikda seziladi. Bu hodisa koinot nurlari Yerning magnit maydonida ushlab qolinadi degan g’oyani tasdiqladi. Chunki bunday balandliklarda havo zichligi juda kam va zarrachalar zaryadlanganlini e’tiborga olsak shunday bo’lishi haqiqatga yaqindir. Yer magnit maydonida zarrachalarning bunday konsentratsiyasiga Yerning radiatsion poyasi deyiladi. Undagi nurlanishga esa Yerning korpuskulyar nurlanishi deyiladi. Zaryadlangan zarrachalarning Yer magnit tomonidan ushlab qolinishi Shtermer tomonidan birinchi marta nazariy analiz natijasida aytilgan edi. Sun’iy yo’ldoshlar bilan bo’lgan tajribalargacha bu masala muhokama qilinmadi. Lekin hozirda bu hodisa boshqa planetalar uchun ham tegishli bo’lib, bunga Yupiter va Merkuriy planetalari radiatsiya poyaslarining kuzatilishi misol bo’ladi.;
Foydalanilgan adabiyotlar
1. Мурзин В.С. Введение в физику космических лучей М:, Наука, 1989.
2. Хаякова С. Физика космических лучей М:, Наука, 1975.
3. Физика космоса. Энциклопедия. М:, Мир, 1986.
4. Астрофизика космических лучей. М:, Наука 1984. Ginzburg V.L. tahriri ostida.
5. Лонгрей М. Астрофизика высоких энергий М:, Мир, 1984
http://fayllar.org
|
