Kozmik ışınlar

Kozmik radyasyon (ayrıca eski kozmik ışınlar ) yüksek enerjili olan parçacık radyasyonu güneşin, Samanyolu ve uzak galaksilerden geliyor. Esas olarak protonlardan , elektronlardan ve tamamen iyonize atomlardan oluşur. Saniyede metrekare başına yaklaşık 1000 parçacık Dünya'nın dış atmosferine çarptı. Gaz molekülleri ile etkileşim, çok sayıda ikincil parçacık içeren bir parçacık yağmuru oluşturur ve bunların yalnızca küçük bir kısmı yeryüzüne ulaşır.

İkincil kozmik radyasyona atmosfer ile etkileşimleri tarafından değiştirilebilir (en fazla 10 ile ¹¹ , birincil parçacık başına parçacıklar) tespit edilebilir zemine veya ile balon problar . Hava yağmurları yatay olarak birkaç kilometrekare, dikey olarak ise sadece birkaç metredir. Kozmik birincil parçacıkların türü ve enerjisi hakkında ipuçları verirler. Önünün seyri, geliş yönünü gösterir.

1912'de Victor Franz Hess , bir balon uçuşu sırasında ölçülen atmosferin daha yüksek elektriksel iletkenliğini ve ayrıca daha yüksek irtifalarda gama radyasyonundaki artışı açıklamak için sözde kozmik radyasyonu öne sürdü . İkincil kozmik radyasyondur.

Kozmik gama radyasyon genellikle kozmik ışınlara beklenmemektedir. Buna rağmen, kozmik "radyasyon" terimi ayakta kaldı.

Menşeine göre sınıflandırma ve adlandırma

100 MeV'nin üzerindeki enerjilere sahip kozmik gama ışınlarının kaynaklarının uzaysal dağılımı . Dağılımları ayrıca parçacık radyasyonunun kaynağına dair ipuçları verir. Parlak bant, merkezi ortada olan Samanyolu'dur.

Kaynağına bağlı olarak, kozmik radyasyon güneş radyasyonu ( İngiliz Solar kozmik ışını , SCR ), galaktik (İngiliz galaktik kozmik ışını , GCR ) ve ekstragalaktik radyasyona ayrılır .

Güneş rüzgarı

10 ⁷ cm ^-2 s ^-1 civarında parçacık akı yoğunlukları , düşük enerjiler, esas olarak protonlar ve alfa parçacıkları. Partikül yoğunluğu 5 cm ^{-3 civarında} . Aurora borealis'in nedeni .

Güneş patlamaları , CME

Özellikler: Parçacık akışı yoğunluğunda birkaç saat ve gün içinde 10 ⁸ ila 10 ¹⁰ cm ^-2 s ^{-1'e kadar} geçici artış, 10 MeV civarında enerjiler, 50 cm ^-3'e kadar parçacık yoğunluğu .

Van Allen kuşağı

bazen kozmik ışınlar olarak sayılır.

Galaktik Kozmik Işınlar (GCR)

düşük parçacık akı yoğunlukları, çok yüksek enerjiler (1 GeV ve daha yüksek), demire kadar ağır iyonların oranı. Artan enerji ile manyetik alanların sapması azalır ve radyasyonun anizotropisi artar.

(İng. Anormal kozmik ışınlar anormal kozmik ışınlar , ACR )

muhtemelen güneş rüzgarının heliosferin dış bölgesindeki yerel yıldızlararası madde (LISM) ile sonlandırma şoku ve heliopause arasındaki etkileşiminden kaynaklanmaktadır . Özellikler: düşük fazla enerji GCR , LISM hidrojen ve karbondan daha az hidrojen ve karbon iyonları.

Ekstragalaktik Kozmik Işınlar

Birkaç 10 ²⁰  eV'ye kadar en yüksek enerjiler . Akı yoğunlukları saniyede 10 ^-20 partikülün ve metrekarenin altındadır . Galaktik kozmik ışınlar gibi, ekstragalaktik ışınlar da protonlardan ve daha ağır iyonlardan oluşur.

Şok ön ivmesi (teorik): Gelen proton, iki şok cephesi arasında ileri geri yansıtılır ve işlemdeki enerjiyi emer.

Galaktik ve ekstragalaktik kozmik ışınların olası kaynakları ancak son birkaç yılda tanımlanabildi. Bunun için adaylar arasında süpernova patlamalarından kaynaklanan şok cepheleri , kara deliklerden veya pulsarlardan gelen kozmik jetler sayılabilir . 10 ¹⁸  eV'nin (=1 EeV) altındaki parçacık enerjileri için Samanyolu içinde bir orijin olduğu varsayılır, diğer galaksilerdeki kaynakların daha yüksek enerjiler için olması daha olasıdır. Kozmik manyetik alanlar parçacıkları saptırır. Bu nedenle bunlar neredeyse izotropik olarak yeryüzüne düşüyor gibi görünüyor . Bununla birlikte, birçok kaynak partiküllere ek olarak gama radyasyonu yaydığından  , en azından 10 ¹⁵ eV'nin altındaki enerji aralığı için çeşitli kaynaklar zaten tanımlanmıştır.

Ayrıca kozmik ışın kaynaklarının en azından bazılarının da nötrino yaydığı varsayılmaktadır . Temmuz 2018 yılında extragalactic radyasyon kaynağı - neredeyse dört milyar ışık yılı uzaklıktaki katalog numarası ile galakside bir kara delik 0506 + 056 Txs içinde takımyıldızı Orion - edildi bu şekilde keşfetti.

kompozisyon

Kozmik ışınların enerji spektrumu

Galaktik kozmik radyasyon yaklaşık %87 proton (hidrojen çekirdeği), %12 alfa partikülü (helyum çekirdeği) ve %1 daha ağır atom çekirdeğinden oluşur. Atom çekirdeğinin frekans dağılımı kabaca güneş elementi bolluğuna karşılık gelir . İstisnalar esas olarak lityum (Li), berilyum (Be) ve bor (B) olup, yıldızlararası maddeyi geçerken parçalanma reaksiyonlarının bir sonucu olarak kozmik radyasyonda güneş maddesine göre 500.000 kat daha fazla yaygındır. Atmosferle etkileşime girerek, yeryüzündeki orijinal radyasyon değil, atmosferle, özellikle azot ve oksijenin yanı sıra karbon ile etkileşimden kaynaklanan reaksiyon ürünleri gözlemlenir . Demir ve nikelden daha ağır elementlerin oranı henüz tam olarak bilinmemekte, bizmut izlerine rastlanmıştır .

E enerjisinin bir fonksiyonu olarak parçacıkların zamana göre dağılımı, N (E), bir güç yasasını izler:

N (E) ~ E ^-γ

İle:

E <4 · 10 ¹⁵  eV için γ = 2,7

4 x 10 ¹⁵  eV için γ = 3 <E <5 x 10 ¹⁸  eV

γ <3 için E> 10 ¹⁸  eV

γ »3 E> 10 ²⁰  (10'dan daha büyük enerjileri eV ²⁰  eV gözlenmez)

2008'de yapılan ölçümler, 5 · 10 ¹⁹ elektron voltun üzerindeki GZK kesimini doğruluyor gibi görünüyor . Buna göre , 160 milyon ışıkyılı serbest yol aşılırsa , kozmik arka plan radyasyonu ile etkileşimler parçacık enerjisini 10 ²⁰ ila 10 ²¹  eV ile sınırlar.

Kozmik ışınlarda sadece küçük antimadde izleri bulunabilir ve bu muhtemelen tamamen yüklü parçacık radyasyonu ile yıldızlararası gaz arasındaki etkileşimlerden kaynaklanır. Bu, antimaddenin evrenimizde kalıcı olarak var olmadığının bir göstergesi olarak görülüyor.

keşif tarihi

Hess (1912) ve Kolhörster (1913 ve 1914) tarafından yapılan iyonizasyon ölçümleri

1912'de Victor Franz Hess , dünya atmosferinde balon uçuşlarının yardımıyla (ikincil) kozmik radyasyonu keşfetti ve bunu Physikalische Zeitschrift'te yayınladı . Radyasyonun kökeni belirsiz olduğu için uzun süre kozmik radyasyon olarak adlandırıldı . Kozmik ışınların diğer araştırmacıların çalışmaları aracılığıyla yeni temel parçacıkların keşfi ve araştırılması için son derece önemli olduğu kanıtlandıktan sonra, Hess 1936 Nobel Fizik Ödülü'nü aldı .

1929'da Walther Bothe ve Werner Kolhörster , kozmik ışınların yüksek enerjili gama ışınları olduğunu kanıtlamaya çalıştılar . Deneyleri için, esas olarak iki Geiger-Müller sayaç borusundan oluşan ve aralarına demir veya kurşun levhalar şeklinde farklı kalınlıklarda emicilerin yerleştirilebildiği bir ölçüm düzeni kullandılar . Bir gama kuantumunun ancak bir Geiger-Müller karşıt tüpüyle, ilk önce bir elektronu bir atomdan koparırsa tespit edilebileceğini varsaydılar. Bu elektron daha sonra karşı tüp tarafından tespit edilecektir. Aslında, çok geçmeden tesadüfleri keşfettiler , yani. iki sayma tüpünde aynı anda meydana gelen olaylar. Bu durumlarda, bir gama kuantum tarafından tetiklenen bir elektron, her iki sayma tüpünü de geçmiş olmalıdır.

Bu varsayılan elektronların enerjisini, artık tesadüf kalmayana kadar iki sayım tüpü arasına giderek daha kalın emiciler (metal plakalar) yerleştirerek belirlediler. Bothe ve Kolhörster, şaşkınlık içinde tesadüflerin %75'inin dört santimetre kalınlığında bir altın külçe ile engellenemeyeceğini buldular. Aslında Geiger-Müller karşıt tüplerini tetikleyen parçacıklar, kozmik radyasyonun kendisi kadar nüfuz ediciydi.Buna göre radyasyon, sanılanın aksine gama radyasyonu olamazdı, en azından kısmen yüklü parçacıklardan oluşmak zorundaydı. çok yüksek nüfuz gücü. Atmosferimizle etkileşim halinde birincil kozmik radyasyon tarafından üretilen ikincil radyasyonun elektrik yüklü parçacıklardan oluştuğunu gösterebildiler.

Chicago'daki Marcel Schein 1940'ların başında birincil kozmik radyasyon parçacıklarının proton olduğunu kanıtlayabildi. 1938'den 1941'e kadar , dünya atmosferinin en yüksek irtifalarındaki kozmik ışınları araştırmak için balon sondalarla bir dizi deney yaptı ve bu parçacıkların elektron ya da pozitron olamayacaklarını gösterebildi , çünkü özellikleri Dünya atmosferine tekabül etmedi. zaten bilinen yüksek enerjili elektronların davranışı; proton olması gerekiyordu .

Scott E. Forbush , 1946'da güneş patlamalarının GeV aralığına kadar parçacıklar yaydığını gösterdi .

Birincil parçacıkların yüksek enerjilerini açıklamak için Enrico Fermi , 1949'da , yıldızlararası uzayda varlığı Hannes Alfvén tarafından öne sürülen , düzlem şok cepheleri olan manyetize plazmada ("manyetik bulutlar") olası bir ivme olduğunu öne sürdü. Örneğin, çevreye kıyasla çok hızlı yayılan bir gaz tarafından bir şok cephesi verilebilir. Şok cepheleri, esas olarak süpernovanın itilmiş kabuğundaki süpernova patlamalarından sonra meydana gelir . Bu hızlanma sırasında, gazın enerjisi daha uzun bir süre boyunca "darbeler" aracılığıyla parçacığa aktarılır (şekle bakınız). Bu, bir güç spektrumu oluşturur, ancak ölçüm verilerinden farklı olan bir spektral indeks γ'ye sahiptir.

Araştırma tarihindeki önemi

GeV enerji aralığı için parçacık hızlandırıcıların geliştirilmesinden önce , kozmik radyasyon, parçacık fiziği deneyleri için yüksek enerjili parçacıkların tek kaynağıydı . Birçok parçacık, örn. B. pozitron , müon , pion , kaon , ilk olarak kozmik ışınlarda tespit edildi. Bu amaçla , dağ zirvelerinde veya serbest balonlarla taşınan ışığa duyarlı plakalarla yapılan ölçümler kullanıldı.

madde ile etkileşim

Kozmik radyasyon, maddeye nüfuz ettiğinde parçalanma reaksiyonlarını tetikler . Örneğin meteoritlerdeki parçalanma ürünlerinin sıklığı ölçülerek uzayda kalma süreleri belirlenebilir ( ışınlama yaşı ). Galaktik kozmik ışınların ortalama yoğunluğunun en az 100 milyon yıl boyunca en fazla iki kat değiştiğini tespit etmek de mümkündü.

Dünyanın atmosferi ile etkileşim

parçacık duşu

20 km yükseklikte atmosferdeki yüksek enerjili bir parçacık tarafından tetiklenen kozmik parçacık yağmuru

Yüzeyden 20 km yükseklikte dünya atmosferine girerken, kozmik ışınlar parçacık yağmurları oluşturur . 10 ¹⁵  eV enerjili bir protondan bir milyondan fazla ikincil parçacık oluşturulur. Sadece küçük bir kısmı yeryüzüne ulaşır.

Tarafından ufalanmasının yüklü azot ve oksijen atomları nötronlar, proton, dan (π kaynaklanan ⁺ , TT ^- ve (π nötr) ⁰ ) cular . Nötr pionlar iki gama ışınına yayılır, yüklü olanlar ise müonlara ve nötrinolara bozunur :

${\ displaystyle \ pi ^ {0} \ sağ ok \ gama + \ gama}$

${\ displaystyle \ pi ^ {+} \ sağ ok \ mu ^ {+} + \ nu _ {\ mu}}$

${\ displaystyle \ pi ^ {-} \ rightarrow \ mu ^ {-} + {\ bar {\ nu}} _ {\ mu}}$

Müonlar da kararsızdır ve her biri elektronlara veya pozitronlara ve iki farklı nötrinoya bozunur :

${\ displaystyle \ mu ^ {+} \ sağ ok e ^ {+} + \ nu _ {e} + {\ bar {\ nu}} _ {\ mu}}$

${\ displaystyle \ mu ^ {-} \ sağ ok e ^ {-} + \ nu _ {\ mu} + {\ bar {\ nu}} _ {e}}$

Bir ürperti sahip

• yumuşak bir elektromanyetik bileşen, diğer şeylerin yanı sıra, π ^0'ın bozunması ve pozitron-elektron çiftlerinin yok edilmesi yoluyla
• aynı zamanda sert bir müonik
• Bir hadronik çoğunlukla proton ve nötron içerir bileşeni.

Bileşenler yeryüzünde birbirinden bağımsız olarak kaydedilebilir ve kozmik radyasyonun kanıtı olarak hizmet edebilir.

kozmojenik nüklidler

Kozmik ışınlar , dünyanın atmosferinde ve kabuğunda, genellikle radyonüklid olan bir dizi kozmojenik nüklidin oluşumuna katkıda bulunur . Bir yandan, ağır atomlar, bir spallasyon reaksiyonu yoluyla kozmik ışınlar tarafından daha hafif atomlara bölünür . Dünya atmosferindeki oksijenden sözde meteorik berilyum şu şekilde üretilir :

${\ displaystyle \ matematik {p + {} ^ {16} O \ longrightarrow 3p + n + {} ^ {3} O + {} ^ {10} O}}$

Öte yandan, atomlar ikincil nötronları veya protonları, yani yukarıdaki gibi parçalanma reaksiyonları sırasında salınanları kozmik ışınlardan yakalayabilir. Bu, karbon izotopu C-14 için ana üretim mekanizmasıdır:

${\ displaystyle \ matematik {{} ^ {14} N + n \ longrightarrow {} ^ {14} C + p}}$

Ortaya çıkan C-14, radyokarbon tarihlemesi için teknik olarak ilginçtir : Metabolizma sırasında canlı bitkilere bağlanır, ancak 5730 yıllık bir yarılanma ömrü ile bozunur , böylece metabolizmanın bitiminden sonra içeriği azalır ve vücuttaki payı azalır. organik maddelerin yaşı kapatılabilir.

Çoğu zaman, kozmik ışın üretimi, izotop araştırmaları için bir takım kullanımları olan bu radyonüklidlerin en büyük doğal kaynağıdır . Kozmojenik nüklidlerin radyoaktivitesi nedeniyle, miktarları zamanla sabit kalır. İlave olarak ^{, 10} olmak ve ¹⁴ ° C daha önce belirtildiği gibi, bu kozmojenik radyonüklidler de içerir ³ H , ²⁶ Al ve ³⁶ Cl .

Olası iklim etkisi

Jeokimyasal bulgulara dayalı olarak son 500 milyon yılın kozmik radyasyonu (kırmızı) ve varsayılan küresel sıcaklığı (siyah)

Galaktik kozmik ışınlar ve 1951'den 2006'ya kadar ölçülen küresel sıcaklık. Sıcaklık (kırmızı) açıkça pozitif bir eğilim gösterirken, galaktik kozmik ışınlarda durum böyle değil. Hiçbir eğilim burada görülebilir.

Güneş aktivitesi, değişen gücüne göre dünyadan gelen galaktik radyasyonun etkisini korur; burada 1975'ten beri güneş aktivitesinin seyri.

1970'lerden beri ABD'de bulutların oluşumu ile galaktik kozmik ışınlar (GCR) arasında bir bağlantı olduğu öne sürülmüştür. 1990'lardan beri Danimarkalı fizikçi ve iklim araştırmacısı Henrik Svensmark bu tezin yayılmasına özellikle katkıda bulundu . Çeşitli uluslararası araştırma kurumları tarafından 2006 yılında yapılan genel bir araştırma, dinamik bir heliosferin dünyanın iklimi üzerindeki etkisinin, çok uzun zaman dilimleri göz önüne alındığında muhtemel olduğunu değerlendirdi. Bulut oluşumu ile nedensel ilişki hakkında çeşitli hipotezler vardır. Kozmik radyasyon ve bulut oluşumu arasındaki bağlantının mekanizması üzerine araştırma projeleri şu anda bir parçacık hızlandırıcı üzerindeki ilk iklim odası olan CERN'de ( CLOUD Cosmics Leaving OUTdoor Droplets projesi ) yürütülmektedir. 2016 yılında, CLOUD deneylerine dayanarak, kozmik ışınların yoğunluğundaki değişikliklerin mevcut iklim olayları üzerinde ölçülebilir bir etkisinin olmadığının belirlenebileceği yayınlandı.

Nir Shaviv , zayıf genç güneşin paradoksunu ve dünyanın milyonlarca yıllık iklim tarihinin genel gidişatını genel bir modelin parçası olarak yorumluyor . Sera gazlarının iklim üzerindeki etkisine ek olarak, güneş rüzgarı , yıldız oluşum hızı ve kozmik radyasyonun etkileşimi varsayılmaktadır. Dünya tarihinin ilk üç milyar yılında güçlü bir güneş rüzgarı kozmik radyasyonun soğutma etkisini büyük ölçüde korurken, düzenli olarak meydana gelen küresel soğuk dönemler, daha sonra küresel kozmik radyasyonun önemli bir etkisini gösteren heliosferin eşit derecede düzenli spiral kol geçişleriyle çakıştı. radyasyon. 2009 yılında The Astrophysical Journal Letters'da yayınlanan bir çalışma, daha doğru bir CO2 veri tabanlı yaklaşım kullanarak hipotezi test etti ve Shaviv ve diğerleri tarafından önerilen yaklaşıma dair hiçbir kanıt bulamadı. varsayılan bağlantı. 2010 yılında Svensmark'ın kozmik ışınların küresel ısınma üzerindeki etkisi konusundaki tezlerini tamamen çürüttüğü iddia edildi. Max Planck Nükleer Fizik Enstitüsü'nden Frank Arnold tarafından yönetilen bir araştırma ekibi, altı çarpıcı Forbush olayını araştırırken bulut örtüsü ile iyon konsantrasyonu arasında bir ilişki bulamadı .

Başka bir çalışma, güneş aktivitesi ile kozmik ışınlar arasındaki ilişkiyi kısa zaman dilimleri açısından inceledi. Buna göre, yeryüzüne yakın hava sıcaklığındaki son artış hiçbir şekilde güneş etkilerine bağlanamaz. Svensmark'ın varsaydığı sıcaklık ve GCR arasındaki korelasyon , “yalnızca gösterge niteliğinde” ve “yanıltıcı” olduğu için eleştirildi. Bulut oluşumu veya sıcaklık profili üzerinde ölçülebilir bir etkisi yoktur. 1951–2006 yıllarında (resme bakınız) hava sıcaklıkları, kozmik radyasyon durumunda eksik olan sürekli bir eğilim göstermektedir. Kasting'e göre, tez aynı zamanda “ (…) oldukça spekülatif olacaktır ve dahası, mekanizmanın teklif sahibinin düşündüğü kadar iyi çalışması olası değildir ” (Kasting (2005), s. 120, Almanca: “(…) Höchst spekülatif ve mekanizma, öğretim görevlisinin varsaydığı kadar güçlü olmayacaktır ”).

Shaviv, okyanusların ısı depolama kapasitesiyle mevcut bir küresel ısınmanın olmadığını açıklıyor ve kozmik radyasyonun bunu bir arada açıklamak için tek başına sera gazlarından çok daha uygun olduğunu düşünüyor.

Tez, Shaviv'in Leibniz Ödülü sahibi Jan Veizer ile GSA Today'de ortak yayınlanmasının ardından tartışmalara yol açtı . Gelen bir yayınlanan yorumda içinde Eos , Stefan Rahmstorf ve diğerleri kabul SHAVIV ve Veizer ciddi metodolojik ve içerikle ilgili zayıflıkları vardı. Rahmstorf'un kabul edilmiş bir fiziksel mekanizma olmadığı yönündeki argümanı, IPCC raporlarında benimsenmiştir. Veizer ve Shaviv, Rahmstorf'un iddialarını siyasi amaçlı karakter suikastı olarak reddetti.

2012 yılında Kraliyet Astronomi Topluluğu tarafından yayınlanan bir çalışmada Svensmark, biyoçeşitlilik, levha tektoniği, özellikle bunların kıyı alanlarının kapsamı üzerindeki etkileri ve son 500 milyon yıl boyunca dünyanın çevresindeki süpernova sayısı arasında açık bir bağlantı olduğunu öne sürdü. . Temel olarak, denizdeki biyolojik çeşitlilik, deniz seviyesine ve süpernovaların oluşumundan elde edilen kozmik radyasyon hızı GCR'ye bağlıdır. Denizin birincil biyolojik üretkenliği, oradaki fotosentetik olarak aktif bakterilerin net büyümesi sadece GCR ile açıklanabilir. Ek olarak, artan süpernova fenomeni ile atmosferdeki karbondioksit içeriği arasında ters bir ilişki bulunabilir, bu da Svensmark'ın daha soğuk okyanus bölgelerinde artan biyoüretkenliğe bağladığıdır.

Yoğunluk ve kanıt

Kozmik ışınları algılamak için çeşitli yöntemler kullanılır. Düşük enerjilerde parçacık akışı (birim alan ve zaman birimi başına düşen parçacık sayısı), balon ve uydu dedektörleriyle doğrudan tespit edilebilecek kadar büyüktür. Daha yüksek enerjilerde, radyasyon tarafından tetiklenen hava yağmurları yerden gözlemlenir; Yüksek zaman çözünürlüğüne sahip birçok dedektörün büyük ölçekli düzenlemeleri, orijinal parçacığın enerjisini ve geliş yönünü yeniden yapılandırmayı mümkün kılar. Bu şekilde kanıtlanmıştır

• sintilasyon dedektörleri (örn. KASCADE-Grande ) veya Cherenkov dedektörleri ile hava duşlarının yüklü parçacıkları ,
• duşun fotonları ( bremsstrahlung veya air Cherenkov radyasyonu)
• veya nitrojen moleküllerinin flüoresansından duş boyunca yayılan ışık .

Floresan teleskoplarla ( Utah , ABD'deki Fly's-Eye ) bugüne kadar ölçülen en yüksek parçacık enerjisi 3.2 · 10 ²⁰  eV 1991'de gözlemlendi ve bu da " Oh-My-God-Particle " olarak adlandırılmasına yol açtı . Parçacığın bir proton olduğunu varsayarsak , dünya atmosferindeki parçacıklarla çarpışmalarda ağırlık merkezi enerjisi 10 ¹⁵  eV civarındaydı (karşılaştırma için: CERN'deki LHC , proton-proton için 13 · 10 ¹² ağırlık merkezi enerjisine sahip olmalıdır). çarpışmalar  eV, yani bu enerjinin yaklaşık yüzde biri).

Yüksek enerjili kozmik ışınların gözlemlenmesi için mevcut bir deney , 3000 km²'lik bir alana yayılan Pierre Auger Gözlemevi'dir . Bu deneyde Cherenkov dedektörleri ve floresan teleskopları aynı anda kullanılıyor.

Uzun vadeli sabitliğin dışında, kozmik ışınların yoğunluğunda kısa vadeli periyodik ve periyodik olmayan dalgalanmalar vardır. Yoğunluk, on bir yıllık güneş lekesi döngüsüne bağlı olarak dalgalanır ; ne kadar çok güneş lekesi varsa, galaktik kozmik ışınların yoğunluğu o kadar düşük olur. Güneşin dönüşü ile ilişkili 27 günlük bir dalgalanma da vardır . Hafif tam gün ve yarım gün dalgalanmaları da toprak tabanlı dedektörler tarafından gözlemlenir. Güneş patlamaları veya diğer güneş aktiviteleri de yoğunlukta ani, geçici düşüşlere neden olabilir, bu da onları keşfeden Scott E. Forbush'tan sonra Forbush olayları olarak anılır . Yoğunlukta ani bir artış da daha az sıklıkla gözlenir.

ikincil kozmik ışınlar

Atmosferle etkileşim sonucu oluşan ikincil parçacıklardan, deniz seviyesinde yaklaşık 100 m ^-2 s ^-1 akı yoğunluğuna sahip esas olarak pozitif ve negatif müonlar gözlemlenebilir. Pozitif müonların negatif müonlara sayısal oranı yaklaşık 1.27'dir. Onların yüksek enerjileri nedeniyle, bu müonlarla pek edilebilir kalkanlı sıradan araçlarla ve dolayısıyla fark edilebilir bir yıkıcı "arka plan" olarak parçacık detektörleri . Örneğin, kozmik nötrinoların parçacık akış yoğunluğunun ölçümleri veya çok zayıf örneklerin gama spektroskopisi için , bu nedenle, eski madenlerde veya tünellerde derin yeraltı laboratuvarlarına gitmek gerekir, örn. B. Laboratori Nazionali del Gran Sasso .

Kıvılcım odası , uçuşun oluşumunu ve yönünü gözlemlemek için etkileyici bir yöntemdir . Ancak günümüzde sadece tanıtım amaçlı kullanılmaktadır.

Kozmik radyasyon ve hava trafiği

Uzaydan gelen yüksek enerjili radyasyon, yüksek irtifalarda deniz seviyesinden çok daha belirgindir. Bu nedenle, hava yolcuları için radyasyona maruz kalma artar. 1990 gibi erken bir tarihte, Uluslararası Radyasyondan Korunma Komisyonu (ICRP), uçuş personelinin, tıpta ve teknolojide yapay radyasyonla uğraşan kişilerinkiyle karşılaştırılabilir veya hatta onlardan daha yüksek doğal kozmik radyasyon dozlarına maruz kaldığını tahmin etmiştir. Bu nedenle ICRP , 1996'da Avrupa yasalarına ve 2001'de Alman Radyasyondan Korunma Yönetmeliği'ne dahil edilen doz sınır değerlerine ilişkin tavsiyeler sundu . Radyasyona maruz kalma , özellikle kutup bölgelerinde veya kutup rotası üzerinde uçarken yüksektir .

Doz sınır değerlerinin getirilmesi, mevcut radyasyon dozlarının da belirlenebilmesini gerektirmektedir. Bu nedenle, ICRP tavsiyelerinin bir sonucu olarak, bir dizi Avrupa enstitüsü, amacı uçaklarda doğal radyasyona maruz kalmanın teorik ve deneysel olarak kaydedilmesi olan araştırma programları kurdu. EPCARD programı Siegen Üniversitesi'nde ve GSF-Çevre ve Sağlık Araştırma Merkezi'nde geliştirilmiştir . Onun yardımıyla, herhangi bir uçuş rotasında ve uçuş profilinde doğal nüfuz eden kozmik radyasyonun tüm bileşenlerinden dozu hesaplamak mümkündür.

Basitleştirilmiş bir EPCARD versiyonu ile internet üzerinden doz hesaplamaları yapılabilmektedir. Bu, havayollarına personelinin ne kadar maruz kaldığını ve pilotlarının Radyasyondan Korunma Yönetmeliğinde belirtilen ve Federal Havacılık Ofisine düzenli olarak bir doz raporunun gönderilmesi gereken yılda 1 mSv sınır değerine ulaşıp ulaşmadığını belirleme fırsatı verir. .

Ayrıca bakınız

• Matryoshka (radyasyon ölçümü) , radyasyonu ölçmek için deney
• Dünyanın manyetik alanı

Edebiyat

• A. Unsöld, B. Baschek: Yeni kozmos . Springer-Verlag, ISBN 3-540-42177-7
• C. Grupen: Astropartikül Fiziği . Springer-Verlag, ISBN 3-540-41542-4
• Gerhard Börner, Matthias Bartelmann: Gökbilimciler yaratılış kitabının şifresini çözüyorlar . İçinde: Zamanımızda Fizik 33 (3), 2002, s. 114-120, ISSN  0031-9252
• Werner Hofmann: Evrendeki en enerjik radyasyon . İçinde: Zamanımızda Fizik 33 (2), 2002, s. 60-67 , ISSN  0031-9252
• Karl Mannheim: Kozmik ışınların kaynağında - gözlemler süpernova kalıntılarından gelen şok dalgalarını verimli parçacık hızlandırıcıları olarak ortaya koyuyor , Physik Journal 12 (4), 18-19 (2013)

Videolar

• Kozmik ışınlar nedir? alpha-Centauri televizyon dizisinden(yaklaşık 15 dakika). İlk yayın 25 Mayıs 2003'te.
• Kozmik radyasyon nereden geliyor? alpha-Centauri televizyon dizisinden(yaklaşık 15 dakika). İlk yayın tarihi 12 Ekim 2005.

İnternet linkleri

• Almanya'da Astropartikül Fiziği
• Astropartikül Fiziği için Helmholtz İttifakı
• Kozmik ışınlar de Fizik Dünyası
• Anormal kozmik ışınların gizemi
• Ziegler, JF: Karasal kozmik ışın yoğunlukları. (PDF) IBM Journal of Research and Development 1998, Cilt 42 (1): s. 117-40 doi : 10.1147 / 421.0117 civarında

Bireysel kanıt

1. ↑ Johannes Blümer: Pampalardaki Parçacıklar. Physik Journal Cilt 9, Haziran 2010, sayfa 31-36
2. ↑ n-tv.de: Araştırmacılar nötrino kaynağı buldu, kozmik ışınlarla ilgili bilmece çözüldü , 12 Temmuz 2018.
3. ^ Greisen-Zatsepin-Kuzmin Bastırmanın İlk Gözlemi , Phys'den özet. Rev. Lett. 100, 101101 (2008).
4. ↑ Hess, Yedi serbest balon uçuşu sırasında nüfuz eden radyasyonun gözlemlenmesi üzerine , Phys. Z., Cilt 13, 1912, s. 1084-1091.
5. ↑ Bruno Rossi : Prof. Marcel Schein . Ölüm yazısı. İçinde: Doğa . Cilt 186, hayır. 4722, 30 Nisan 1960, s. 355–356 , doi : 10.1038 / 186355a0 (İngilizce, ölüm ilanı). 
6. ↑ Marcel Schein, William P. Jesse, EO Wollan: Birincil Kozmik Radyasyonun Doğası ve Mezotronun Kökeni . İçinde: Fiziksel İnceleme . Cilt 59, 1 Nisan 1941, s. 615 , doi : 10.1103 / PhysRev.59.615 . 
7. ^ Fermi, Kozmik radyasyonun kökenleri üzerine, Phys. Rev., Cilt 75, 1949, sayfa 1169-1174.
8. ↑ Krymskii GF (1977) Docl. Akad Nauk SSSR 234, 1306
9. ↑ Anthony R. Bell: Şok cephelerinde kozmik ışınların hızlanması - I . İçinde: Kraliyet Astronomi Topluluğunun Aylık Bildirimleri . 182, No. 2, 1978, ISSN  0035-8711 , s. 147-156. doi : 10.1093/mnras/182.2.147 .
10. ↑ Andreas Börner ve diğerleri: Mecklenburg-Batı Pomeranya'da (kuzeydoğu Almanya) yerinde oluşmuş kozmojenik berilyum-10 nedeniyle büyük buzul kalıntıları üzerinde yüzey maruziyetinin ilk sonuçları . İçinde: Jeolojik Bilimler Dergisi . bant 41 , hayır. 4 , 2013, s. 123-143 . 
11. ^ Robert E. Dickinson : Güneş değişkenliği ve alt atmosfer . In: Bulletin of the American Meteorological Society PDF 815 kB , 12/1975, Cilt 56, Sayı 12, sayfa 1240-1248 , doi : 10.1175 / 1520-0477 (1975) 056 <1240: SVATLA> 2.0.CO; 2
12. ↑ K. Scherer, H. Fichtner, T. Borrmann, J. Beer, L. Desorgher, E. Flükiger, H. Fahr, SE Ferreira, UW Langner, MS Potgieter: Interstellar-Terrestrial Relations: Variable Cosmic Environments, The Dynamic Heliosphere , ve Karasal Arşivler ve İklim Üzerindeki İzleri . In: Space Science Reviews 127 (1-4), 2006, s. 327.
13. ↑ ^{bir b} ipcc.ch
14. ↑ BULUT Proje Belgeleri . 25 Kasım 2008'de erişildi.
15. ↑ Parçacık hızlandırıcıda bulut . Yeni proje, kozmik radyasyonun CERN'deki etkisini inceliyor . İçinde: SCINEXX , 27 Ağustos 2008.
16. ↑ EM Dunne, H. Gordon, A. Kurten, J. Almeida, J. Duplissy: CERN CLOUD ölçümlerinden küresel atmosferik parçacık oluşumu . İçinde: Bilim . bant 354 , hayır. 6316 , 2 Aralık 2016, ISSN  0036-8075 , s. 1119–1124 , doi : 10.1126 / science.aaf2649 ( sciencemag.org [erişim tarihi 12 Haziran 2019]). 
17. ↑ NJ Shaviv: Erken sönük Güneş paradoksuna bir çözüme doğru: Daha güçlü bir güneş rüzgarından daha düşük bir kozmik ışın akışı , J. Geophys. Res., 108 (A12), 2003, s. 1437, doi: 10.1029 / 2003JA009997 .
18. ^ Andrew C. Overholt, Adrian L. Melott, Martin Pohl: Karasal İklim Değişikliği ve Galaktik Spiral Kol Geçişi Arasındaki Bağlantının Test Edilmesi . İçinde: Astrofizik Dergi Mektupları . 705, No. 2, Ekim 2009. doi : 10.1088 / 0004-637X / 705/2 / L101 .
19. ↑ J. Calogovic, C. Albert, F. Arnold, J. Beer, L. Desorgher, EO Flueckiger: Ani kozmik ışın Azalmalar: Küresel bulut örtüsünde değişiklik yok . İçinde: Jeofizik Araştırma Mektupları , 37, 2010, L03802, doi: 10.1029 / 2009GL041327 , özet . Ayrıca bakınız: Kozmik ışınlardan etkilenmeyen bulut örtüsü . İçinde: Informationsdienst Wissenschaft , 9 Mart 2010 ve Kozmik ışınlar bulut oluşturmaz . İçinde: Spektrumdirekt , 10 Mart 2010.
20. ↑ klimafakten.de/Urs Neu (2011): "Kozmik radyasyon iklim değişikliğine neden olur" ( Memento Ocak 16, 2012 tarihinden itibaren Internet Archive )
21. ↑ M. Lockwood, C. Fröhlich (2007): Güneş iklimi zorlamalarında ve küresel ortalama yüzey hava sıcaklığındaki son zamanlarda zıt yönlü eğilimler . İçinde: Kraliyet Cemiyeti A Bildirileri , s. 1382, PDF .
22. ↑ IG Usoskin, GA Kovaltsov: Kozmik ışınlar ve Dünya'nın iklimi: Olası bağlantı. İçinde: CR Geoscience , 340, 2008, s. 441-450. doi: 10.1016 / j.crte.2007.11.001
23. ↑ Peter Laut: Güneş aktivitesi ve karasal iklim: bazı iddia edilen korelasyonların analizi. İçinde: Atmosferik ve Güneş-Karasal Fizik Dergisi , Cilt 65, 2003, sayfa 801-812, doi: 10.1016 / S1364-6826 (03) 00041-5 , PDF .
24. ^ Amato T. Evan, Andrew K. Heidinger, Daniel J. Vimont: Küresel ISCCP bulut miktarlarında fiziksel bir uzun vadeli eğilime karşı argümanlar. İçinde: Jeofizik Araştırma Mektupları , Cilt 34, 2007, L04701, doi: 10.1029 / 2006GL028083 .
25. ↑ T. Sloan, AW Wolfendale: Kozmik ışınlar ve bulut örtüsü arasındaki Önerilen nedensel bağlantının test edilmesi . İçinde: Çevre. Ara Lett. , Cilt 3, 2008, 024001, doi: 10.1088 / 1748-9326 / 3/2/024001 , PDF, ön baskı . Svensmark ve Shaviv gibi savunucular, muhalifleri hata yapmak ve sistematik olarak etkileri görmezden gelmekle suçluyor. Karşı yargılama ile diğer şeyler arasında İş'in gerçekten ölmüş kozmik ışınlar ve bulut örtüsü arasındaki nedensel bağlantı ?? 11 Nisan 2008.
26. ^ IG Richardson, EW Cliver, HV Cane: Yirminci yüzyılda gezegenler arası manyetik alan gücü ve güneş rüzgar yapısındaki uzun vadeli eğilimler. İçinde: J. Geophys. Res. , 107 (A10), 2002, s. 1304, doi: 10.1029 / 2001JA000507
27. ^ JF Kasting: Prekambriyen döneminde metan ve iklim . In: Prekambriyen Araştırma , 137, 2005, s. 119-129.
28. ^ J. Shaviv: Kozmik ışın akışı ve radyasyon bütçesindeki değişikliklere iklim tepkisi üzerine . In: Journal of Geophysical Research , Cilt 110, Baskı A8, sayfa A08105.1 – A08105.15, 2005, doi: 10.1029 / 2004JA010866 , erişim tarihi 08/2009.
29. ↑ Nir J. Shaviv, Ján Veizer: Fanerozoik iklimin göksel sürücüsü mü? İçinde: Amerika Jeoloji Derneği . Cilt 13, Sayı 7, Temmuz 2003, sayfa 4-10
30. ↑ Stefan Rahmstorf ve ark. (2004): Kozmik Işınlar, Karbon Dioksit ve İklim . İçinde: Eos , Cilt 85, No. 4, 27 Ocak 2004. Cevap: Nir J. Shaviv, Jan Veizer : Rahmstorf ve diğerleri tarafından “Kozmik Işınlar, Karbon Dioksit ve İklim”e Ayrıntılı Yanıt. 4 Nisan 2004.
31. ↑ ^{a b c d e} Henrik Svensmark: Dünyadaki yaşamı etkileyen yakındaki süpernovaların kanıtı. İçinde: Kraliyet Astronomi Topluluğunun Aylık Bildirimleri. 423, 2012, s. 1234, doi : 10.1111 / j.1365-2966.2012.20953.x .
32. ↑ C. Grupen: Astroparticle Physics , Springer 2005, ISBN 3-540-25312-2 , sayfa 149.
33. ↑ uçuş ekibinin radyasyona maruz kalması. (Artık çevrimiçi olarak mevcut değil.) In: springermedizin.at. 29 Eylül 2011, arşivlenmiş orijinal üzerinde 26 Ağustos 2017 ; 26 Ağustos 2017'de erişildi (İngilizce). 
34. ↑ Çevrimiçi sürüm .