Mavzu: koinot nurlari. Koinot nurlarining manbalari energiyasi va kimyoviy tarkibi

Galaktika nurlari tarkibi va energetik spektrini o’rganish ma’lum modellar asosida birlamchi nurlar tarkibi va spektrini tiklashga yordam beradi. Birlamchi nurlar energiyasi E00,1105 GeV bo’lgan intervalda ular kosmik apparatlar yordamida o’rganiladi. E0105 Gev energiyalarda esa Yer atmosferadagi ikkilamchi jarayonlarning tiklash orqali o’rganiladi. Bunda albatta ayrim xatoliklar ham bo’lishi extimolligi ham yo’q emas. O’tgan mavzularda zarralarning ionizatsiya qobiliyati Z ga bog’liqligini ko’rgan edik. Shu sababli Galaktika birlamchi yadrolari zaryadi ma’lum usullar — fotoemulsion metod, yupqa ssinitilyatorlar va cherenkov sanagichlari orqali aniqlanadi. Ularning energiyasi esa elektron —foton kaskad qiymati bo’yicha aniqlanishi mumkin. Galaktika koinot nurlarida elektronlar, p, va Z30 bo’lgan yadrolar kuzatilgan. Lekin elektronlar intyensivligi 102 marta boshqa zarralarga qaraganda kam. Lekin pozitronlarning elektronlarga nisbati ekanligi aniqlangan. Pozitronlar esa yadrolar o’zaro ta’siridan hosil bo’lishi mumkin, masalan PP  X + +  + +   e+ + e +

• 
  Galaktika nurlari tarkibi va energetik spektrini o’rganish ma’lum modellar asosida birlamchi nurlar tarkibi va spektrini tiklashga yordam beradi. Birlamchi nurlar energiyasi E00,1105 GeV bo’lgan intervalda ular kosmik apparatlar yordamida o’rganiladi. E0105 Gev energiyalarda esa Yer atmosferadagi ikkilamchi jarayonlarning tiklash orqali o’rganiladi. Bunda albatta ayrim xatoliklar ham bo’lishi extimolligi ham yo’q emas. O’tgan mavzularda zarralarning ionizatsiya qobiliyati Z ga bog’liqligini ko’rgan edik. Shu sababli Galaktika birlamchi yadrolari zaryadi ma’lum usullar — fotoemulsion metod, yupqa ssinitilyatorlar va cherenkov sanagichlari orqali aniqlanadi. Ularning energiyasi esa elektron —foton kaskad qiymati bo’yicha aniqlanishi mumkin. Galaktika koinot nurlarida elektronlar, p, va Z30 bo’lgan yadrolar kuzatilgan. Lekin elektronlar intyensivligi 102 marta boshqa zarralarga qaraganda kam. Lekin pozitronlarning elektronlarga nisbati ekanligi aniqlangan. Pozitronlar esa yadrolar o’zaro ta’siridan hosil bo’lishi mumkin, masalan PP  X + +  + +   e+ + e +
  
• 
  Elektronlar sinxron nurlanish orqali kuzatiladi. Galaktika magnit maydonida elektronlar radionurlanish hosil qiladi. Shu nurlanishlarga qarab yulduzlararo muhitda elektronlar oqimini aniqlash mumkin. Antiprotonlar 1979 yili koinot nurlari tarkibida topilgan. Bu esa koinotda kuchli yadro o’zaro ta’sirlari ro’y berishi va natijada — juftliklar hosil bo’lishini bildiradi. Lekin lar hali endigina o’rganilmoqda. Agar Galaktika birlamchi koinot nurlari tarkibini qarasak p, a, Li, Be …, yadrolardan iborat bo’lib Z oshishi bilan ular intyensivligi keskin kamayib boradi. Demak Galaktika koinot nurlari asosan yadroviy tarkibi va 10-3dan 1011 Gev gacha bo’lgan energetik spektri bilan xarakterlanar ekan. Neytrino tushunchasini 1930 yili Pauli kiritdi. 1953 — 54 yillar Raynes va Kouen tomonidan reaksiyasi orqali neytrino mavjudligi isbotlandi. Bu jarayon kesimi ga teng. Hozirda esa 3 turdagi neytrino mavjudligi ko’rsatilgan, Agar e+ne-+adron, e+ne-+adron jarayonlarni qarasak, birinchisi W+ (zaryadlangan tok), ikkinchisi esa Z0 (neytral tok) orqali sodir bo’ladi.