promieniowanie kosmiczne

Article

August 15, 2022

Promienie kosmiczne, zwane również promieniowaniem kosmicznym, to subatomowe cząstki z przestrzeni kosmicznej, których energia jest bardzo wysoka ze względu na ich dużą prędkość. Zostały odkryte, gdy odkryto, że przewodnictwo elektryczne atmosfery ziemskiej jest spowodowane jonizacją wywołaną promieniowaniem wysokoenergetycznym. W 1911 roku Victor Franz Hess, fizyk austriacki, wykazał, że jonizacja atmosfery wzrasta proporcjonalnie do wysokości. Doszedł do wniosku, że promieniowanie musiało pochodzić z kosmosu. Odkrycie, że natężenie promieniowania zależy od wysokości wskazuje, że cząstki składowe promieniowania są naładowane elektrycznie i są odchylane przez pole magnetyczne Ziemi. Ernest Rutherford i jego współpracownicy, wbrew i przed doświadczeniami Hessa, Założyli, że jonizacja obserwowana przez spektroskop była spowodowana radioaktywnością naziemną, ponieważ pomiary wykonane w 1910 roku u podstawy i na szczycie Wieży Eiffla ją wykryły. Robert Andrews Millikan ukuł wyrażenie „promienie kosmiczne” po swoich własnych pomiarach, z których wynikało, że rzeczywiście mają one bardzo odległe pochodzenie, nawet poza Układem Słonecznym.

Historia

Po odkryciu radioaktywności przez Henri Becquerela w 1896 r. uznano, że elektryczność atmosferyczna — jonizacja powietrza — jest powodowana wyłącznie przez promieniowanie generowane z kolei przez pierwiastki promieniotwórcze w ziemi oraz przez radioaktywne gazy lub izotopy radonu, które wytwarzają. Późniejsze pomiary, w latach 1900-1910, szybkości jonizacji (rytm jonizacji powietrza) w odniesieniu do wysokości wykazały spadek, który można wytłumaczyć absorpcją promieniowania jonizującego przez powietrze.

Odkrycie

W 1909 Theodor Wulf opracował pierwszy elektrometr. Był to przyrząd zaprojektowany do pomiaru szybkości produkcji jonów w hermetycznie zamkniętym pojemniku. Wulf użył tego instrumentu, aby pokazać, że poziomy promieniowania jonizującego na szczycie wieży Eiffla były wyższe niż u jej podstawy. Jednak jego artykuł, opublikowany w „Physikalische Zeitschrift”, nie spotkał się z szeroką akceptacją. W 1911 roku Domenico Pacini zaobserwował jednoczesne zmiany tempa jonizacji nad jeziorem, nad morzem i na głębokości 3 metrów pod powierzchnią. Na podstawie obserwowanego zanurzenia Pacini wywnioskował, że część jonizacji jest spowodowana źródłami innymi niż radioaktywność naziemna. [1] Później, w 1912 roku, Victor Hess podniósł trzy precyzyjnie ulepszone elektrometry Wulfa [2] na wysokość 5300 metrów za pomocą balonu na ogrzane powietrze i stwierdził, że szybkość jonizacji była około czterokrotnie wyższa niż ta, którą można było zmierzyć na poziomie gruntu. [2] Hess również orzekł. wyrzucić Słońce jako odpowiedzialne źródło promieniowania, ponownie wznosząc się w balonie podczas prawie całkowitego zaćmienia Słońca. Kiedy Księżyc blokował większość widzialnego promieniowania słonecznego, Hess wciąż był w stanie zmierzyć szybkość jonizacji wzrastającą wraz z wysokością [2] i doszedł do wniosku: „Najlepsze wyjaśnienie wyników moich obserwacji jest podane przez założenie, że promieniowanie ogromna przenikliwa moc wdziera się w naszą atmosferę z góry”. W latach 1913-1914 Werner Kolhörster potwierdził pierwsze obserwacje Hessa mierząc wzrost szybkości jonizacji na wysokości 9 km. Hess otrzymał Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki w 1936 r. za swoje odkrycie. [3] [4] Lot balonem Hessa miał miejsce 7 sierpnia 1912 r. Dokładnie 100 lat później, 7 sierpnia 2012 r., pojazd Mars Science Laboratory dokonał pomiaru jonizacji poziom promieniowania po raz pierwszy na innej planecie za pomocą detektora RAD (Radiation Assessment Detector).

Pochodzenie

Pochodzenie promieni kosmicznych jest nadal niejasne. Wiadomo, że w okresach dużych rozbłysków słonecznych Słońce emituje niskoenergetyczne promienie kosmiczne, ale te zjawiska gwiezdne nie są częste. Dlatego nie są powodem do wyjaśnienia pochodzenia tego promieniowania. Podobnie jak erupcje innych gwiazd podobnych do Słońca. Wielkie eksplozje supernowych są przynajmniej odpowiedzialne za początkowe przyspieszenie większości promieni kosmicznych, ponieważ pozostałości tych eksplozji są potężnymi źródłami radiowymi, co sugeruje obecność elektronów o wysokiej energii. W 2007 roku grupa argentyńskich naukowców z Obserwatorium Pierre Auger dokonała spektakularnego odkrycia, które zainaugurowało nową gałąź astronomii. Grupa ta znalazła dowody na to, że większość cząstek promieniowania kosmicznego pochodzi z pobliskiej konstelacji: Centaura.[5] Ta konstelacja zawiera galaktykę z aktywnym jądrem, której jądro jest spowodowane istnieniem czarnej dziury (prawdopodobnie supermasywnej) jako materii wpada do ergosfery czarnej dziury i szybko się obraca. Przy ogromnych prędkościach część tej materii, złożona z protonów i neutronów, ucieka odśrodkowo. Po dotarciu do Ziemi (lub innych planet o odpowiednio gęstych atmosferach) docierają tylko protony, które po zderzeniu z górnymi warstwami atmosfery opadają kaskadami promieniowania kosmicznego. Odkrycie zaobserwowane w Centaurus wydaje się być ekstrapolowane na wszystkie galaktyki z jądrami zasilanymi przez czarne dziury. Uważa się również, że W wyniku rozchodzenia się fal uderzeniowych z supernowych w przestrzeń międzygwiazdową w przestrzeni międzygwiazdowej generowane jest dodatkowe przyspieszenie. Nie ma bezpośrednich dowodów na to, że supernowe mają znaczący udział w promieniowaniu kosmicznym. Sugeruje się jednak, że binaria rentgenowskie mogą być źródłem promieniowania kosmicznego. W tych układach normalna gwiazda traci masę na rzecz swojej gwiazdy komplementarnej, gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Badania radioastronomiczne innych galaktyk pokazują, że zawierają one również elektrony o wysokiej energii. Centra niektórych galaktyk emitują fale radiowe o znacznie większym natężeniu niż Droga Mleczna. Wskazuje to, że zawierają one źródła cząstek o wysokiej energii. w tym generowane jest dodatkowe przyspieszenie. Nie ma bezpośrednich dowodów na to, że supernowe mają znaczący udział w promieniowaniu kosmicznym. Sugeruje się jednak, że binaria rentgenowskie mogą być źródłem promieniowania kosmicznego. W tych układach normalna gwiazda traci masę na rzecz swojej gwiazdy komplementarnej, gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Badania radioastronomiczne innych galaktyk pokazują, że zawierają one również elektrony o wysokiej energii. Centra niektórych galaktyk emitują fale radiowe o znacznie większym natężeniu niż Droga Mleczna. Wskazuje to, że zawierają one źródła cząstek o wysokiej energii. w tym generowane jest dodatkowe przyspieszenie. Nie ma bezpośrednich dowodów na to, że supernowe mają znaczący udział w promieniowaniu kosmicznym. Sugeruje się jednak, że binaria rentgenowskie mogą być źródłem promieniowania kosmicznego. W tych układach normalna gwiazda traci masę na rzecz swojej gwiazdy komplementarnej, gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Badania radioastronomiczne innych galaktyk pokazują, że zawierają one również elektrony o wysokiej energii. Centra niektórych galaktyk emitują fale radiowe o znacznie większym natężeniu niż Droga Mleczna. Wskazuje to, że zawierają one źródła cząstek o wysokiej energii. sugeruje się, że promienie X mogą być źródłem promieniowania kosmicznego. W tych układach normalna gwiazda traci masę na rzecz swojej gwiazdy komplementarnej, gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Badania radioastronomiczne innych galaktyk pokazują, że zawierają one również elektrony o wysokiej energii. Centra niektórych galaktyk emitują fale radiowe o znacznie większym natężeniu niż Droga Mleczna. Wskazuje to, że zawierają one źródła cząstek o wysokiej energii. sugeruje się, że promienie X mogą być źródłem promieniowania kosmicznego. W tych układach normalna gwiazda traci masę na rzecz swojej gwiazdy komplementarnej, gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury. Badania radioastronomiczne innych galaktyk pokazują, że zawierają one również elektrony o wysokiej energii. Centra niektórych galaktyk emitują fale radiowe o znacznie większym natężeniu niż Droga Mleczna. Wskazuje to, że zawierają one źródła cząstek o wysokiej energii.

Elementy na poziomie morza

Promienie kosmiczne, które docierają do atmosfery w jej górnej warstwie, to głównie (98%) protony i wysokoenergetyczne cząstki alfa. Reszta składa się z elektronów i zjonizowanych ciężkich cząstek. Są to tak zwane cząstki pierwotne. Te naładowane cząstki oddziałują z atmosferą i polem magnetycznym Ziemi, stają się cząstkami wtórnymi (są produktem oddziaływania cząstek pierwotnych z atmosferą) i są rozłożone w taki sposób, że pod wpływem pola magnetycznego intensywność cząstek docierających do ziemi występuje na biegunach. Dlatego składowa cząstek docierających do ziemi różni się w zależności od wysokości (im wyższa wysokość, tym mniej atmosfery, z którą wchodzą w interakcje) i szerokości geograficznej (im wyższa szerokość geograficzna, tym większa liczba cząstek odchylanych przez pole magnetyczne), i faworyzują pewną zmienność z cyklem słonecznym (11 lat). Na poziomie morza i na szerokości geograficznej około 45º N ważnymi składnikami tych cząstek są: miony: 72% fotony: 15% neutrony: 9% Dawki otrzymywane przez promieniowanie kosmiczne wahają się od 300 μSv (mikrosiwertów) do 2000 μSv na rok. Uśredniona według populacji, danych o obłożeniu i innych czynników, znaleziono średnią wartość 380 μSv/rok.

typowe dawki

Normalna dawka spowodowana radioaktywnością otoczenia na Ziemi wynosi średnio 2,4 mSv rocznie, z istotnymi różnicami między krajami. Na poziomie morza udział promieni kosmicznych wynosi około 0,3 mSv. Dawki promieniowania otrzymywane podczas radiografii medycznej wahają się od 0,1 do kilkudziesięciu mSv, w zależności od rodzaju radiografii. Są na wysokim poziomie, dlatego stosowana jest ochrona. Typowa dawka otrzymywana podczas lotu transatlantyckiego (Europa – Ameryka Północna) z powodu galaktycznego promieniowania kosmicznego wynosi 0,05 mSv. Może być znacznie zwiększony w przypadku zdarzeń cząstek energetycznych (w przypadku bardzo silnych zdarzeń słonecznych odnotowano wzrost do 10 razy, ale zdarzenia te są zbyt rzadkie i trwają zbyt krótko, aby wpłynąć na roczną dawkę). Z biegiem lat osoby często podróżujące samolotami lub załogi pokładowe mogą gromadzić dawki rzędu kilku mSv. Personel linii lotniczych (piloci i stewardesy) w ostatnich latach był proszony o przeprowadzanie rutynowych kontroli promieniowania otrzymywanego podczas lotów. Oczywiście promienie kosmiczne tracą intensywność w miarę zbliżania się do powierzchni Ziemi (rozpadają się na słabsze cząstki), ale na dużych wysokościach są niebezpieczne.

Kaskady promieni kosmicznych

Strumienie lub kaskady cząstek subatomowych powstają w wyniku działania pierwotnych promieni kosmicznych, których energia może przekraczać 1020 eV (elektronowoltów): sto milionów razy wyższa niż ta, którą można nadać cząstce subatomowej w najpotężniejszych akceleratorach cząstek. Kiedy wysokoenergetyczny promień kosmiczny dociera do atmosfery ziemskiej, oddziałuje z jej atomami, zderza się z gazami i uwalnia elektrony. Ten proces pobudza atomy i generuje nowe cząstki. Te z kolei zderzają się z innymi i powodują szereg reakcji jądrowych, w wyniku których powstają nowe cząstki, które powtarzają proces kaskadowania. W ten sposób można utworzyć kaskadę ponad 1011 nowych cząstek. Cząstki tworzące kaskady można mierzyć różnymi typami detektorów cząstek,

Metody wykrywania

Istnieją dwie główne klasy metod wykrywania. Po pierwsze, bezpośrednie wykrywanie pierwotnych promieni kosmicznych w kosmosie lub na dużych wysokościach za pomocą instrumentów balonowych. Po drugie, pośrednie wykrywanie cząstek wtórnych, czyli rozległych deszczów powietrza o wyższych energiach. Chociaż pojawiły się propozycje i prototypy wykrywania wielkich pęków powietrza w kosmosie i na pokładach balonów, prowadzone obecnie eksperymenty dotyczące wysokoenergetycznego promieniowania kosmicznego są naziemne. Ogólnie rzecz biorąc, wykrywanie bezpośrednie jest dokładniejsze niż wykrywanie pośrednie. Jednak strumień promieniowania kosmicznego maleje wraz z energią, co utrudnia bezpośrednią detekcję dla zakresu energii powyżej 1 PeV. Wykrywanie bezpośrednie i pośrednie wykonuje się różnymi technikami.

bezpośrednie wykrywanie

Bezpośrednie wykrywanie jest możliwe za pomocą wszelkiego rodzaju detektorów cząstek na ISS, na satelitach lub w balonach na dużych wysokościach. Istnieją jednak ograniczenia dotyczące wagi i rozmiaru, które ograniczają opcje detektora. Przykładem techniki bezpośredniego wykrywania jest metoda oparta na torach jądrowych opracowana przez Roberta Fleischera, P. Buforda Price'a i Roberta M. Walkera do stosowania na balonach na dużych wysokościach. [6] W tej metodzie arkusze przezroczystego plastiku, takie jak jako poliwęglan Lexan 0,25 mm, jest ułożony w stos i bezpośrednio wystawiony na działanie promieni kosmicznych w przestrzeni lub na dużych wysokościach. Ładunek jądrowy powoduje zerwanie wiązań chemicznych lub jonizację tworzywa sztucznego. W górnej części plastikowego stosu jonizacja jest mniejsza ze względu na dużą prędkość promieni kosmicznych. Gdy prędkość promieni kosmicznych maleje z powodu spowolnienia w stosie, jonizacja wzrasta wzdłuż ścieżki. Powstałe arkusze z tworzywa sztucznego są „trawione” lub powoli rozpuszczane w gorącym ługowym roztworze wodorotlenku sodu, który usuwa materiał z powierzchni w powolnym, znanym tempie. Kaustyczny wodorotlenek sodu rozpuszcza plastik w szybszym tempie na drodze zjonizowanego plastiku. Wynik netto to stożkowy dół w plastiku. Wżery mierzy się pod mikroskopem o dużej mocy (zwykle 1600x zanurzenie w oleju), a szybkość trawienia wykreśla się jako funkcję głębokości w ułożonym w stos plastiku. Ta technika tworzy unikalną krzywą dla każdego jądra atomowego od 1 do 92, co pozwala zidentyfikować zarówno ładunek, jak i energię promieniowania kosmicznego przechodzącego przez plastikową baterię. Im szersza jonizacja wzdłuż ścieżki, tym większy ładunek. Oprócz zastosowań do wykrywania promieniowania kosmicznego technika ta jest również wykorzystywana do wykrywania jąder powstających jako produkty rozszczepienia jądrowego.

wykrywanie pośrednie

Obecnie w użyciu jest kilka naziemnych metod wykrywania promieniowania kosmicznego, które można podzielić na dwie główne kategorie: wykrywanie wtórnych cząstek tworzących rozszerzone pęki powietrza (EAS) przez różne typy detektorów cząstek oraz wykrywanie promieniowania elektromagnetycznego. emitowane przez EAS do atmosfery. Rozległe układy pęków powietrza utworzone przez detektory cząstek mierzą przechodzące przez nie naładowane cząstki. Macierze EAS mogą obserwować szeroki obszar nieba i mogą być aktywne przez ponad 90% czasu. Są jednak mniej zdolne do oddzielania efektów tła promieniowania kosmicznego niż powietrzne teleskopy Czerenkowa. Większość macierzy EAS najnowszej generacji wykorzystuje plastikowe scyntylatory. Woda (płynna lub zamrożona) jest również wykorzystywana jako medium wykrywające, przez które przechodzą cząstki i wytwarzają promieniowanie Czerenkowa, aby były wykrywalne.[7] Dlatego też kilka zestawów wykorzystuje detektory wody/lodu Czerenkowa jako alternatywę lub dodatek do scyntylatorów. Łącząc kilka detektorów, niektóre macierze EAS mają zdolność odróżniania mionów od lżejszych cząstek wtórnych (fotonów, elektronów, pozytonów). Udział mionów wśród cząstek wtórnych to tradycyjny sposób szacowania składu masowego pierwotnych promieni kosmicznych. Historyczna metoda wykrywania cząstek wtórnych, która jest nadal wykorzystywana do celów demonstracyjnych, polega na wykorzystaniu komory mgłowej[8] do wykrywania wtórnych mionów powstających podczas rozpadu pionu. W szczególności komory chmurowe można zbudować z powszechnie dostępnych materiałów, a nawet w laboratorium w szkole średniej. Piąta metoda, obejmująca komory bąbelkowe, może być wykorzystana do wykrywania cząstek promieniowania kosmicznego.[9] Niedawno zaproponowano urządzenia CMOS wszechobecnych w smartfonach kamer jako praktyczną, rozproszoną sieć do wykrywania pęków powietrza. .[10] Pierwszą aplikacją, która wykorzystała tę propozycję, był eksperyment CRAYFIS (promienie kosmiczne znalezione w smartfonach).[11] edu/paper.pdf Papier z macierzą detektorów CRAYFIS. [12] W 2017 r. w ramach współpracy CREDO (Cosmic Ray Extremely Distributed Observatory)[13] wydano pierwszą wersję swojej w pełni otwartej aplikacji na urządzenia z systemem Android. Od tego czasu współpraca przyciągnęła zainteresowanie i wsparcie wielu instytucji naukowych, ośrodków edukacyjnych i członków społeczeństwa na całym świecie.[14] Przyszłe badania muszą jeszcze wykazać, w jaki sposób ta nowa technika może konkurować z dedykowanymi macierzami EAS. Pierwsza metoda detekcji z drugiej kategorii to powietrzny teleskop Czerenkowa, zaprojektowany do wykrywania niskoenergetycznych promieni kosmicznych (<200 GeV) poprzez analizę ich promieniowania Czerenkowa, które dla promieni kosmicznych jest promieniami gamma emitowanymi podczas podróży z prędkością większą niż prędkość światła w swoim ośrodku, w atmosferze. [15] Chociaż te teleskopy są wyjątkowo dobre w odróżnianiu promieniowania tła od promieniowania pochodzącego z promieniowania kosmicznego, mogą działać dobrze tylko w pogodne noce bez świecącego Księżyca. mają bardzo małe pola widzenia i są aktywne tylko przez niewielki procent czasu. Druga metoda wykrywa światło pochodzące z fluorescencji azotu spowodowanej wzbudzeniem azotu w atmosferze przez poruszające się przez nią cząstki. Ta metoda jest najdokładniejsza dla promieni kosmicznych o najwyższych energiach, szczególnie w połączeniu z macierzami detektorów cząstek EAS. [16] Podobnie jak detekcja światła Czerenkowa, metoda ta jest ograniczona do czystych nocy. Inna metoda wykrywa fale radiowe emitowane przez wielkie pęki. Ta technika ma wysoki cykl pracy podobny do detektorów cząstek. Dokładność tej techniki została poprawiona w ostatnich latach, jak wykazały różne eksperymenty prototypowe,

Zobacz też

ekstensywny eksperyment kaskady atmosferycznej HEGRA Obserwatorium Pierre Auger Granica Greisen-Zatsepin-Kuzmin

Bibliografia

Linki zewnętrzne

Eksperyment Pierre Auger Agasa Hires Alta Desert Cosmic Ray Salta Tibet AS eksperyment gamma Stwórz własny detektor promieniowania kosmicznego Informacje o typowych dawkach

Original article in Spanish language