Космические лучи, введение Kosmik nurlar (kosmik nurlanish) yulduzlararo bo'shliqni to'ldiradigan va Yerni doimiy ravishda bombardimon qiladigan zarralardir. Ular 1912 yilda avstriyalik fizik Viktor Frants Xesstomonidan shardagi ionlash kamerasi yordamida kashf etilgan.
Kosmik nurlarning quyidagi turlari mavjud:
1) Galaktik kosmik nurlar - bizning galaktikamizdan Yerga keladigan kosmik zarralar. Ular Quyosh tomonidan yaratilgan zarralarni o'z ichiga olmaydi.
2) Quyosh kosmik nurlari - Quyosh tomonidan yaratilgan kosmik zarralar.
Kosmik nurlar ham birlamchi va ikkilamchi bo'linadi:
1) Birlamchi kosmik nurlanish - bu koinot bo'shlig'ini to'ldiradigan va Yerni doimiy ravishda bombardimon qiladigan yuqori energiyali atom yadrolari oqimi.
2) Ikkilamchi kosmik nurlanish birlamchi kosmik nurlanishning Yer atmosferasidagi atomlar yadrolari bilan oʻzaro taʼsiri natijasida vujudga keladi.(1-rasm)
Ионизация воздуха в атмосфере – Atmosferada havoning ionlanishi Birinchi marta 1912 yilda VF Gess ionlanishning balandlikka qarab qanday o'zgarishini ko'rishga qaror qildi. Kutishlar quyidagicha edi: radioaktiv nurlanish manbalari yer ostida, demak, siz undan uzoqlashgan sari ionlashtiruvchi nurlanish kamayadi. Avvaliga shunday bo'lgan, ammo keyinchalik ko'tarilish bilan ionlashtiruvchi nurlanish intensivligining ortishi kuzatila boshlandi (2-rasm).
Radiatsiya intensivligining balandlikka bog'liqligi
История космических лучей и их свойства –Koinot nurlari tarixi va ularning xossalari • 1912 yil VF Gess kosmik nurlanishning kashfiyoti.
• 1921-1925 yillar. R.Milliken qo'rg'oshindagi kosmik nurlanishning yutilishining atmosferada kuzatuv balandligiga bog'liqligini o'rganib, uning g-nurlanish kabi yutishini aniqladi. R.Milliken bu nurlanishni kosmik nurlanish deb atadi.
1925-1930 yillar D.V.Skobeltsyn bulutli kamerada kosmik nurlarni kuzatdi
• 1932 yil K. Anderson kosmik nurlardagi pozitronni kashf etdi
• 1937 yil Koinot nurlarida muonlarning topilishi
• 1938 yil P. Auger. Atmosferada ikkilamchi kosmik nurlarning yomg'irlari
• 1955 yil Koinot nurlarida K-mezon va giperonlarning kashf etilishi
• 1958 yil S.N.Vernov, A.E.Chudakov, Van Allen Yerning radiatsion kamarlarini kashf etdilar.
Kosmik nurlarning xususiyatlari– Свойства космических лучей: 1) Koinot nurlarining energiya zichligi WCR = 1012 erg/sm3.
2) Koinot nurlarining o'rtacha zichligi vaqt o'tishi bilan o'zgarmasdir yoki so'nggi milliard yil ichida ozgina o'zgaradi.
3) Koinot nurlanishi izotropdir.
4) Koinot nurlanishining kimyoviy tarkibi energiyaga bog'liq bo'lib, metagalaktikadagi moddalarning umumiy tarkibidan farq qiladi.
5) Koinot nurlanishining energiya spektrining shakli kuch-qonuniy xususiyatga ega bo'lib, bir necha MeV energiyadan biz o'lchashga qodir bo'lmagan o'ta yuqori energiyagacha tarqaladi.
Относительная распространенность элементов в космических лучах – Koinot nurlaridagi elementlarning nisbiy ko'pligi
Kosmik nurlarda (doiralarda), Quyoshda (x) va meteoritlarda (kvadratlar) kimyoviy elementlarning nisbiy ko'pligini taqqoslash.
Характеристики первичных космических лучей – Birlamchi kosmik nurlarning xususiyatlari.
Основные компоненты космических лучей – Kosmik nurlarning asosiy komponentlari.
Birlamchi kosmik nurlarning asosiy komponentlari spektrlari
Плотность энергии космических лучей Kosmik nurlarning energiya zichligi. Kosmik nurlanishning energiya zichligi ~ 1 eV/sm3 yulduzlararo gazning issiqlik harakatining energiya zichligi, bizning Galaktikamizdagi yulduzlarning elektromagnit nurlanish zichligi va Galaktikadagi magnit maydon zichligi bilan solishtirish mumkin.
Энергетический спектр космического излучения – Kosmik nurlanishning energiya spektri Agar biz turli xil tajribalarda o'lchangan barcha kosmik nur zarralarining F differensial oqimlarini (Z bilan ajratmasdan) jamlasak, u holda biz qo'sh logarifmik shkalada ko'rinishdagi spektr qiyaligi uchun deyarli to'g'ri chiziqni olamiz.
Ammo baribir bu ideal to'g'ri chiziq emas, u ikkita sinishga ega, ular shartli ravishda "tizza" va "oyoq" deb ataladi. Eкл < 1015 eV γ = 2,7, Eкл > 1015 eV γ = 3, Eкл > 1015 eV γ = 3, 3.
