Mavzu: Keng atmosfera jalalari Reja

MAVZU: Keng atmosfera jalalari


Reja:

1.Atmosfera haqida tushuncha

2. Koinot nurlarining atmosfera orqali o’tish.
3. Keng atmosfera jalalari

Atmosfera (qadimgi yunoncha: ἀτμός - atmos - bugʻ va σφαῖρα - sfera) – yer sharini oʻrab olgan va u bilan birga aylanadigan havo qobigʻi. Atmosfera massasi 5,15-YU15 t boʻlib, yer shari ogʻirligi (5,977-1021 t)ning taxminan. milliondan bir boʻlagiga teng. Balandlikka koʻtarilgan sari Atmosfera bosimi va zichligi kamayib boradi. Atmosferaning qalinligi bir necha oʻn ming km boʻlishiga qaramay, uning asosiy massasi yer sirtiga yondashgan yupqa qatlamda joylashgan. Atmosfera butun masalan-sasining taxminan. 50 % yer sirtidan 5 km balandlikkacha boʻlgan qatlamda, qolgan 50 % esa 30 – 35 km balandlikkacha boʻlgan qatlamda toʻplangan. Yer sirtida Atmosferaning zichligi YU-3 g/sm³ boʻlsa, taxminan. 700 km balandlikda 10-16 g/sm³. Atmosfera yuqori qatlamlarining zichligi sayyoralararo muhitdagi gazlarning zichligiga tenglashadi. Shuning uchun Atmosferaning keskin chegarasi boʻlmaydi, asta-sekin sayyoralararo fazoga oʻtadi. Atmosferaning yuqori qatlamlari Quyoshdan chiqadigan radiasiya energiyasi taʼsirida issikdik olganligi uchun u qatlamlarning zichligi vaqtga, geografik kengliklarga bogʻliqdir. Atmosfera yuqori qatlamlarining zichligi Quyosh yoritayotgan vaqtda yoritmayotgan vaqtga qaraganda kattaroq. Shuningdek, Atmosfera yuqori qatlamlarining zichligi qutb rayonlarida ekvatorial rayonlardagiga qaraganda kichik. Atmosfera asosan azot (78,09 %), kislorod (20,45 %) va argon (0,93 %) gazlar aralashmasidan iborat, qolgan qismini karbonat angidrid gazi, vodorod hamda geliy, neon, kripton va ksenon kabi inert gazlar tashkil qiladi. Atmosferada juda oz miqdorda metan, azot, oksid, uglerod (I)-oksid va boshqa tabiiy hamda sanoat gazlari boʻlib, miqdori oʻzgarib turadi. Quruklik va suv yuzidagi doimiy bugʻlanish tufayli Atmosferada suv bugʻi ham boʻladi. Bugʻning quyuklashuvi bulut va yogʻinlarni hosil qiladi. Havoda doimo har xil kattalikda chang zarrachalari mavjud. Ularning manbai Yer va kosmik fazodir. Atmosfera tarkibiga koʻra, asosan gomosfera va geterosfera qatlamlariga boʻlinadi. Yer sirtidan 90 – 95 km balandlikkacha boʻlgan havo qatlamida yuqorida qayd etilgan asosiy gazlar (azot va kislorod)ning nisbiy tarkibi oʻzgarmaydi, buni gomosfera (bir jinsli) qatlam deb ataladi, bu qatlamdan yuqorida esa azot va kislorod molekulalari zaryadli atomlarga ajraladi va atom ogʻirligi boʻyicha taqsimlanadi. Buni geterosfera qatlami deb yuritiladi. Shu belgiga asosan ozonosfera (20 – 55 km) va ionosfera (90 km dan yuqori) qatlamlarini ham ajratish mumkin. Ozonosfera qatlami tufayli yer yuzida hayot mavjud, chunki Quyoshdan kelayotgan va hayot uchun zararli boʻlgan har xil nurlarning asosiy qismi shu qatlamda yutiladi. Ionosfera ionlar konsentratsiyasi taqsimlanishi boʻyicha 60 km balandlikda D, PO– 140 km balandlikda YE, 220 km dan yuqorida Fqatlamlarini hosil qiladi. Atmosfera quyosh radiatsiyasining maʼlum qismini yutadi va sochadi. Atmosferada issiklik koʻproq turbulent (uyurma) harakat, radiatsiya jarayonlari va suvning fazoviy oʻzgarishlari orqali tarqaladi, natijada Atmosfera temperatura taqsimlanishi boʻyicha 5 asosiy qatlamga ajratiladi. Atmosfera troposfera qatlamining yer sirtidan balandligi qutb kengliklarida 10 – 11 km, tropik rayonlarda 14–17 km. Troposfera qatlamida har 100 m balandlikda temperatura 0,6° ga pasayib boradi. Troposferaning yuqori chegarasida havoning oʻrtacha temperaturasi oʻrta kenglik ustida – 55° – 60°, ekvatorial sohalar ustida – 70° gacha. Bu qatlamda yer sirtining fizik xossalari har xil boʻladi.
Atmosferaning tuzilish sxemasi

• 
  1000 – Qutb yogʻdusining Quyosh yoritadigan chegarasi.
  
• 
  700 – Ionlar maksimal konsentratsiyamning balandligi (Gʻ2 qatlam).
  
• 
  320 – Ionlar maksimal konsentratsiyasining sathi (Gʻ qatlam).
  
• 
  10 – Meteorlarning yona boshlash sathi.
  
• 
  90 – Kislorod molekulasining atomlarga parchalana boshlash sathi.
  
• 
  82 – Kumushsimon bulutlar balandligi.
  
• 
  75 – Ionlar maksimal konsentratsiyasining balandligi (Dqatlam).
  
• 
  65 – Koʻpchilik meteorlarning soʻnish sathi.
  
• 
  55 – Qutb yogʻdusining pastki chegarasi.
  
• 
  45 – Tovushning eng kuchli qaytish sathi.
  
• 
  27 – Sadafsimon bulutlar balandligi.
  
• 
  11 – 100 km dan pastdagi havo tarkibi.
  

Girdoblari, antitsiklon va siklonlar harakati natijasida turli kengliklardagi havo massalarining almashinishi yuzaga keladi. Shuningdek, Atmosferada havo vertikal va gorizontal yoʻnalishlarda aralashib turadi. Troposferada suv bugʻlari va changlar koʻp boʻlgani uchun tuman, bulut hosil boʻladi, yogʻin yogʻadi, momaqaldiroq va turli-tuman ob-havo hodisalari roʻy beradi. Shamol tezligi har kilometr balandlikda 2 m/s orta boradi va yoʻnalishi oʻngga burila boshlaydi. Tropopauza ostida shamolning eng yuqori tezligi sekundiga 15 – 20 m ga, baʼzan soatiga 500 – 600 km gacha yetadi. Troposferada A yer sirti bilan ishqalanadigan qatlamning qalinligi 1,0 – 1,5 km. Bu qatlamda meteorologik elementlar sutka davomida koʻp oʻzgaradi. Qatlamning 50 – 100 m balandlikkacha boʻlgan pastki qismida issiqlikning turbulent oqimlari, suv bugʻi va turbulent ishqalanish kuchlari oʻzgarmas deb hisoblanadi. Chegara qatlamning yuqorisida turbulent ishqalanish kuchlari juda kichik boʻlib, shu ba-landlikdan erkin Atmosfera boshlanadi. Troposferadan stratosfera qatlamiga oʻtishdagi oraliq qatlam tropopauza deb ataladi. Tropopauza balandligi 17 km dan (ekvator ustida) 9 km gacha (qutb ustida) oʻzgaradi. Tropopauzadan yuqorida deyarli doimo bulutsiz va nisbatan tinch boʻlgan stratosfera qatlami boʻlib, baʼzi vaqtlarda 20 – 22 km balandlikda muz kristallaridan tarkib topgan.
Atmosfera qatlamlari

• 
  Qatlam (sfera)
  
• 
  Pastki va yuqori
  
• 
  chegaraning balandligi (km)
  
• 
  Oʻtish yoki oraliq qatlamlar
  

• 
  Troposfera – 0-11
  
• 
  Stratosfera – 11-50
  
• 
  Mezosfera – 50-90
  
• 
  Termosfera Ekzosfera – 90-800
  

800 km dan yuqori tropopauza stropopauza mezopauza termopauza topgan sadafsimon bulutlar kuzatiladi. Stratosferaning pastki qatlamlarida temperatura balandlik boʻyicha oʻzgarmaydi, 30 km balandlikdan boshlab havo temperaturasi orta boradi va 50 – 60 km balandlikda 290°K gacha yetadi. Oʻrta va yuqori kengliklarda temperaturaning balandlik boʻyicha oʻzgarishiga qarab, stratosfera: 1) temperaturasi oʻzgarmaydigan izosfera; 2) temperaturasi ortib boradigan inversiyaizopauza qatlamlariga boʻlinadi. Quyi va ekvatorial kengliklarda stratosfera odatda inversiyadan boshlanadi. Meridian boʻyicha havo koʻchishining kuchayishi (stratosferaning muhim xossasi) Yer yarim sharlari orasidagi havo almashinuviga yordam beradi. taxminan 80 –90 km balandlikda temperatura 190°K gacha pasaya boradi. 50 – 90 km balandlik oraligʻidagi Atmosfera qatlami mezosfera deb yuritiladi. Mezosferaning 82 – 85 km balandligida yoz vaqtlarda kumushsimon bulutlar kuzatiladi. Mezosferada havo tarkibi troposfera va stratosfera qatlamlaridagi kabi aralash gazlardan iborat. Mezosferada fotokimyoviy jarayonlar katta rol oʻynaydi. Quyoshning qisqa toʻlqinli radiatsiyasi taʼsirida faol harakatchan atom va molekulalar hosil boʻladi. 90 km dan yuqorida termosfera qatlami boshlanib, temperatura tez koʻtarila boradi. temperaturaning koʻtarilish darajasi qisqa toʻlqinli Quyosh radiatsiyasining yutilish jadalligiga bogʻliq. Mezopauzadan yuqorida toʻlqin uzunligi 1750 A dan qisqa boʻlgan ultrabinafsha rentgen va korpuskulyar nurlari taʼsirida dissotsiyalanish va rekombinatsiyalanish tufayli zarrachalarning kimyoviy oʻzga-rishi, shuningdek, ionlashish roʻy beradi. Kislorod molekulasi 80 – 90 km dan 200 – 250 km gacha, azot esa 250 km dan yuqori balandliklarda dissotsiyalanadi, yaʼni atomlarga ajraladi. 400 –500 km balandlikdan yuqorida Atmosfera asosan kislorod va azot atomlaridan tashkil topgan. Bu qatlamlarda neytral geliy boʻlib, uning miqdori balandlik ortgan sari ortib boradi. Havo tarkibining balandlik boʻyicha oʻzgarishiga gazlar diffuziyasi ham kuchli taʼsir qiladi. Termosferaning pastki qismidakonveksiya, yuqori qismida esa issiqlik oʻtkazuvchanlik bilan issiqlik almashinadi. 100 – 900 km balandlikdagi qatlamda qutb yogʻdusi va ionosfera toʻlqinlari kuzatiladi, 900 km dan yuqorida ekzosfera qatlami boshlanib, temperatura oʻzgarmay qoladi. Yer sunʼiy yoʻldoshlari (YESY)ning uchishiga Atmosferaning taʼsiri oʻrganilgan va oʻrganilmoqda. Atmosferaning yerdan 150 km gacha boʻlgan qatlamini zich qatlam va undan yuqoridagi qatlamini Yer atrofidagi kosmik boʻshliq deb ajratiladi. Yer sirtiga yaqin Atmosfera qatlamlarining zichligi katta boʻlganligi sababli, kosmik tezlikdagi raketa va sunʼiy yoʻldoshlar bu qatlamlarda ucha ol-maydi, yonib ketadi. Shuning uchun ham sayyoralararo fazodan yer Atmosferasining zich qatlamiga kirib kelgan meteorlar 120 km balandlikda qiziy boshlaydi va, nihoyat, 60 km balandlikda yonib ketadi. Bu hodisani xalq tilida „yulduz uchdi“ deb yuritiladi. Raketa va sunʼiy yoʻldoshlar 150 km dan boshlab Yer atrofida aylanishi mumkin. Atmosfera elektr oʻtkazuvchanlik xossasiga ega. Atmosferadagi elastik toʻlqinlar tovush chiqaradi. Yorugʻlik Adan oʻtayetgan vaqgda tuman tomchilari va kristallardan qaytishi, sochilishi va sinishi natijasida har xil optik hodisalar roʻy beradi. Atmosferada maʼlum miqdorda radioaktiv moddalar boʻladi. Ular tabiiy va sunʼiy radioaktivlik natijasida hosil boʻladi. Atmosfera radioaktivligida asosiy rolni radon izotop oʻynaydi. U yer qatlamida uran, toriy va aktiniylarning radioaktiv parchalanishi natijasida hosil boʻladi va Atmosferaga tuproq havosi orqali oʻtadi. Har bir kv.m yerdan Aga oʻrtacha 10-17 kyuri/l radon ajraladi. Baʼzan, uran va plutoniy atom yadrolaridagi uzluksiz reaksiyalar natijasida AtmosferaNING tuzilishi va fizik xossalari bevosita va bilvosita usullar yordamida oʻrganiladi. Bevosita tekshirish vositalari qatoriga radiozond, aerostat, uchar shar, samolyot, raketa, YESY va kosmik kemalar kiradi. Bularning ichida Aning 20 – 25 km (ayrim hollarda 35 – 40 km gacha) balandlikdagi qatlamlarini tekshirish uchun radiozondlar qoʻllaniladi. Bu usulning afzalligi shundaki, is-talgan balandlikdagi havoning temperaturasi, bosimi, namligi va shamolning yoʻnalishi, tezligi haqidagi maʼlumotlar zudlik bilan radio orqali olinadi. Bilvosita kuzatishlar qatoriga projektor nuri, tovushning anomal tarqalishi, meteor izlarining harakati, elektromagnit toʻlqinlarning tarqalishi, shuningdek ultrabinafsha nur radiatsiyasi, osmonning tunda yoritilishi va qutb yogʻdusi nurlarining spektral tarkibini tekshirishlar kiradi.
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 1020 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.
Keng atmosfera jalasiga sabab bo’lgan birlamchi zarra energiyasi jaladagi barcha komponentalar energiyalari yig’indisi kabi topiladi.
Koinot nurlarining planetalar bilan o’zaro ta’siri. Yer magnitosferasi.
Oldingi ma’ruzalarda 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.
Yerning magnit maydoni ideal dipol maydoni kabi bo’lmaydi. Yerdan 5R_e masofagacha dipol maydoniga yaqin, ya’ni  kabi bo’ladi. ( — yerning dipol magnit momenti). Yerdan yanada uzoqlashgan sayin bu maydon kamayib, juda katta masofalarda sekin —asta planetalararo maydon bilan uyg’unlashib ketishi kerak. Lekin bunday bo’lmaydi va ma’lum masofada Yer magnit maydoni birdan uzilishga ega bo’ladi. Sun’iy yo’ldoshlar yordamidagi tyekshirishlarda Yerning kunduz tomonida 10R_e masofada Yerning doimiy magnit maydoni birdan kamayib, uzilishga ega bo’lishi aniqlangan. Yerning magnit maydoni va uning kuch chiziqlari yo’nalishi doimiyligi saqlanib turadigan sohasiga magnitosfera deyiladi. Magnitosfera chegarasiga esa magnitopauza deyiladi. Magnitopauza Quyosh shamoli ta’sirida hosil bo’ladi. Quyosh shamoli zarralari Yer magnit maydoni ta’sirida sharq va g’arb tomonga og’adi. Elektronlar sharqqa, musbat zaryadlangan zarralar esa g’arbga og’ib, Yerni aylanib o’tuvchi J tok hosil qiladi. Bu tokning magnit maydoni magnitosferani quyosh shamoli bilan to’lgan qolgan fazodan ajratib turadi, J tok shimoliy qutbdan qaraganda soat strelkasiga teskari yo’nalgan bo’lib, Yerning magnit maydoni  bilan  kuchni hosil qiladi, Bu kuch esa Quyosh shamoli bosim kuchiga qarshi yo’nalgan bo’lib, uni muvozanatlaydi. Shu sababli Yerning kunduzgi tomonida magnit maydon siqilgan, uning kuchlanganligi oshgan, kechqurungi tomonida esa magnitosfera cho’zilgan, maydon kuchsizlangan bo’ladi, Shu sababli, kunduzgi tomonda zarralarni ushlab qolish sohasi magnitosfera chegarasigacha cho’zilgan, kechqurungi tomonda esa bu soha magnitosferaning faqat bir qisminigina tashkil qiladi;
Yuqori kengliklarda Yer sirtidan chiqqan kuch chiziqlari Quyosh shamoli bilan birga fazoda juda uzoq masofalargacha cho’ziladi. Bunday shleyf Yer sirtidan  masofalarda ham payqalgan. Quyosh shamoli zarralari magnitosfera bilan to’qnashib to’lqin fronti tashkil qiladi. Bu to’lqin front magnitopauzadan bir —necha R_e masofada joylashadi. Magnitopauza va to’lqin fronti orasidagi fazo kuchli qizigan plazma bilan to’lgan bo’ladi. Magnitosferaning kunduzgi tomondagi siqilgan kuch chiziqlari bilan kechqurungi tomondagi Quyosh shamoli ta’sirida cho’zilgan kuch chiziqlari orasida nol chiziq mavjud bo’lib, bu chiziq bo’ylab Quyosh shamoli zarralari Yerning qutb zonalariga kirib keladi. Tekshirishlar shuni ko’rsatadiki, radiatsion poyas yadroviy komponentasining 99 % ini protonlar, qolganini deytron va tritonlar tashkil qiladi. Deytron va tritonlar protonlarning atmosferadagi yadroviy o’zaro ta’siridan hosil bo’ladi degan qarashlar mavjud. Radiatsion poyasdagi elektronlar esa neytroning kuchsiz parchalanishi hisobidan deb qaralgan.

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.