II - Тарау. Ғарыштық сәулелер және оларды зерттеу мәселелері

Ғарыштық сәулелер элементар бөлшектердің құрылысы мен олардың түрленуін зерттеуге мүмкіндік беретін, жоғары және аса жоғары энергиялы бөлшектердің табиғи көзі болып табылады. Ғарыштық сәулелерді зерттеу арқылы оның құрамындағы бөлшектердің үдетілу жолдары анықталып, жұлдыз аралық (бәлкім, галактика аралық) ортадағы кейбір астрофиз. процестерді түсіндіруге болады. Зарядты бөлшек үдеткіштері жасалғанға дейін ғарыштық сәулелер жоғары энергиялы бөлшектердің бірден-бір көзі болды. Бастапқы космостық сәуле негізінен, энергиясы 10⁹ эв-тан артық бөлшектерден тұрады. Тіпті кейбір жеке бөлшектің энергиясы 1020-1021 эв-қа дейін жетеді. Бұрын белгісіз болған көптеген элементар бөлшектер алғаш рет Ғарыштық сәулелердің құрамынан табылды. Олардың ыдырауы және атом ядросымен әсерлесуі жөніндегі алғашқы мағлұматтар да осы Ғарыштық сәулелерден алынды. Қазіргі үдеткіштердегі бөлшектердің энергиясы 10¹¹—10¹² эв-тан аспайтындықтан, әлі де болса аса жоғары энергиялы бөлшектердің бір-бірімен әсерлесуі жөніндегі мәліметтер тек ғарыштық сәулелер арқылы ғана алынады.

Ғарыштық сәулелер негізінен Күн жүйесінен тыс кеңістіктен келеді. Бұл сәулелерді г а л а к т и к а л ы қ Ғарыштық сәулелер деп атайды. Ал Күн активтілігіне байланысты пайда болатын энергиясы төмен сәулелер күннен
келетін ғарыштық сәулелер делінеді. Күн активтілігі жоғарылағанда ғарыштық сәулелердің бұл бөлігінің үлесі де едәуір артады. Аса жоғары энергиялы бөлшектер біздің Галактикадан тыс кеңістіктен (метагалактикадан) де келуі мүмкін. Жерге келетін ғарыштық сәулелер энергиясының шамасы Күн сәулесі энергиясының ағынынан әлдеқайда аз болады. Бүкіл Галактика масштабындағы ғарыштық сәулелер энергиясының орташа тығыздығы едәуір жоғары ( ~1 эв/см³) болады. Оның мөлшері гравитациялық энергияның, магнит өрісінің, жұлдыз аралық газ қозғалысы кинетикалық энергиясының, жұлдыздар шығаратын электромагниттік сәуле энергиясы тығыздықтарының қосындысына жуық. Сондыңтан, тұтасынан алғанда, ғарыштық сәулелер Галактика эволюциясына ықпал етуге тиіс.

Ғарыштық сәулелер физикасындағы зерттеу жұмыстары негізінен, ядролық физика (ғарыштық сәулелердің затпен әсерлесуі, пайда болуы, қасиеті және олардың элементар бөлшектермен әсерлесуі) және космостың физика (бастапқы ғарыштық сәулелердің құрамы мен бөлшектердің энергиялық спектрі, галактикалық және Күннен келетін ғарыштық сәулелердің пайда болуы мен таралуы, ғарыштық сәулелердің жер атмосферасымен, планета аралық кеңістіктегі күн желімен және соққы толқындармен әсерлесуі т.б.) деп аталатын екі бағытта жүргізіледі. Үдеткіштер техникасы өркендеген сайын бірінші бағыттағы зерттеулер жөғары энергия физикасына қарай ығысып барады. Ғарыш кеңістігінің Жерге жақын бөлігін спутниктердің және ғарыштық ракеталардың көмегімен тікелей зерттеудің нәтижесінде екінші бағыттағы зерттеулер алыстағы ғарыш объектілеріне қарай ауысуда. Ғарыштық сәулелердің көмегімен алынған мәліметтердің микродүние (өлшемі 10 -¹³ см - ден кіші) физикасы мен ғарыштық (10⁸—10²⁸ см) физиканың дамуында ерекше маңызы бар. Ғарыштық сәулелердің ауаны иондалалатынын алғаш рет (1912) неміс физигі В. Гесс байқаған. Жер бетінен алыстаған сайын ауаның иондалу дәрежесі өсетіндіктен, Гесс бұл сәулелерді ғарыштан келеді деп жорамалдаған.

Магнит өрісінде орналасқан Вильсон камерасындағы ғарыштық сәулелердің ізін зерттеудің (Д. В. Скобельцын, 1927) және стратосфераға көтерілген газ

разрядты есептеуіштер арқылы ғарыштық сәулелер бағытының ауытқуын бакылаудың (С.Н. Вернов және Р.Милликен 1935—37) нәтижесінде бастапқы ғарыштық сәулелердің зарядты бөлшектерден (көбіне протондардан) тұратындығы анықталды. Жер бетінен шамамен 30 км биіктікке көтерілген ядролық фотоэмульсияда сутектен басқа ауыр элемент ядроларының да іздері байқалды (Б. Питерс т.б., 1948). Ғарыштық сәулелерді одан әрі зерттеу кезінде (1932—49) позитрон, мюон, пи-мезон, К-мезон, Л-гиперон сияқты көптеген бөлшектер табылды. Вильсон камерасында нөсерлер деп аталатын, бір жерден

шығып бір бағытта таралатын бөлшектер тобын алғаш рет (1932) П. Блэкетт пен Дж. Оккпалини ашты. Ғарыштық сәулелердің биік таудағы станциялары (В. И. Векслер, Н. А. Добротин т. б.) мен стратосферада (С. Н. Вернов т. б.) жүргізілген зерттеулер арқылы екінші реттік ғарыштық сәулелер бастапқы сәуле құрамындағы белшектердің ауадағы атом ядроларымен әсерлесуі нәтижесінде пайда болатыны дәлелденді. [3,6,7,8]

2. 2. Галактикалық ғарыштық сәулелер.
В.Л.Гинзбург пен И.С.Шкловский ұсынған (1955) гипотеза бойынша аса жаңа жұлдыздар галактикалық ғарыштық сәулелердің көзі болып есептеледі. Жердің жасанды спутниктері мен планета аралық автомат станциалардағы

тіркеуіш аппараттардың көмегімен бастапқы ғарыштық сәулелер тікелей зерттеле бастады. «Протон» сериялы спутниктерде энергиясы ~ 10¹⁵ эв-қа дейінгі бастапқы сәуле бөлшектері тікелей анықталды. Сов. «Луноход-1» т. б. қондырғылардың көмегімен ғарыштық сәулелердің құрамы жер магнитосферасынан тыс аймақта ұзақ уақыт бойы зерттелді. Эксперименттік зерттеулердің нәтижесінде ғарыштық сәулелердің таралу бағыты жағынан изотропты болатындығы, яғни барлық бағытта бірдей таралатындығы анықталды. Жердің магнит өрісімен әсерлесуі салдарынан (Лоренц күші) зарядты бөлшектер бастапқы бағыттан ауытқиды. Сондықтан жер бетіндегі ғарыштық сәулелердің интенсивтілігі мен энергиялық спектрі, бақылау нүктесінің геомагниттік координатасы мен сәуленің түсу бағытына байланысты өзгереді. Геомагниттік өрістің әсері оның күш сызықтары мен бөлшектің қозғалу бағыты арасындағы бұрыштың шамасына пропорционал болады.

Бастапқы Ғарыштық сәулелер құрамында 90% - тей протондар, 7% - ке жуық α - бөлшектер және аз ғана мөлшерде (1%) басқа элемент ядролары бар.

Осыған қарамастан ғарыштық сәулелер энергиясының 50% - ке жуығы реттік нөмірі бірден артық (Z > 1) элемент ядролары арқылы тасымалданады. Ғарыштық сәулелер құрамында Li, Ве, В сияқты табиғатта аз таралған элементтер көбірек кездеседі, сонымен қатар ауыр ядролар (Z > 6) да болады. Ғарыштық сәулелер көзінде көбіне ауыр ядролар үдетіледі де, жеңіл ядролар олардың жұлдыз аралық заттармен әсерлесуі кезінде пайда болады.

Ғарыштық сәулелер құрамында электрондар мен позитрондар (~1%), сондай-ақ жоғары энергиялы (100 Мэв-тан жоғары) фотондар (~ 0,01 %) да бар. Үлесі аз болғанмен фотондар (γ - кванттар) ғарыштық сәулелер көздерін анықтауда елеулі роль атқарады. Өйткені фотондар магнит өрісінде езінің бағытын өзгертпейді. Жер магнитосферасындағы радиациялық белдеулердің пайда болуында ғарыштық сәулелердің шешуші маңызы бар.

Күн бетінде байқалатын хромосфералық атқылау кезінде ғарыштық сәулелердің интенсивтілігі қысқа мерзімге болса да артады. [3,6,7,8]

Кейбір хромосфералық атқы-лау кезінде ғарыштық сәулелердің Күннен келетін бөлігі галактикалық бөлігінен жүздеген есеге дейін артып кетеді (мыс, 1956 ж. 23 ақпанда байқалған атқылауда 300 есеге дейін артты). Галактикалық ғарыштық сәулелерге қарағанда Күннен келетін ғарыштық сәулелердің энергиясы аз (энергетикалық спектрі жұмсақ) болады. Ол орта есеппен алғанда жалпы интенспвтіліктің бірнеше процентін ғана құрайды. Күннен келетін ғарыштық сәулелер жоғарғы ендіктегі ионосфера қабатына елеулі әсерін тигізеді. Бұл сәулелердің энергетикалық спектрі және олардың таралуы мен бұрыштық анизотропиясы жөніндегі мәліметтер планета аралың кеңістіктегі магнит өрісінің құрылысы жөнінде нақты деректер алуға мүмкіндік береді.

Сәуле ағынының өзгерісін зерттеу геомагниттік ұйтқу, полярлық жар-қыл сияқты көптеген геофизикалық құбылыстарды түсіндіруге көмектеседі. Га-лактпкалық ғарыштық сәулелер интенспвтілігіндегі периодты өзгерістер негізінен Күн активтілігінің 11 жылдық цикліне сай келеді. Бүл модуляция

галактпкалық ғарыштық сәулелердің Күннен шығатын магниттік плазма ағынына (Күн желі) «ілесуі» және одан шашырауы салдарынан болады.

Ғарыштық сәулелердің шығу тегі жөніндегі гипотезалар бастапқы ғарыштық сәулелерді радиоастрономиялық тәсілдердің көмегімен зерттеуге байланысты шықты. Қазіргі көзқарас бойынша ғарыштық сәулелер аса жаңа жұлдыздардың қопарылысы кезінде пайда болады. Мұндай қопарылыстар кезінде плазмада пайда болған соққы толқыны зарядты бөлшектерді ~ 10¹⁵ эв-қа дейін, тіпті одан да жоғары энергияға дейін үдете алады.

Радиоастрономиялық тәсілдер арқылы ғарыштық сәулелердің (дәлірек айтқанда, оның электрондық компоненті) біздің Галактикадан тыс орналасқан көздері де (квазарлар) байқалды. Соңғы кезде анықталған астрофизикалық

объектілер — пульсарлар да ғарыштық сәулелердің жоғары энергиялы (10²⁰—10²¹ эв) бөлігінің көзі бола алады.

Әр түрлі табиғи көздерде үдетілген зарядты ауыр бөлшектер жұлдыз аралық кеңістікте күрделі траектория бойымен қозғалады. Сондықтан қозғалыс диффузиялық сипатта болады. Энергиясы 10¹⁷—10¹⁸ эв шамасындағы бөлшектер біздің Галактикада ондаған миллион жыл бойы ұсталып қалуы мүмкін. Ғарыштық сәулелер құрамындағы бөлшектердің қозғалысы диффузиялық сипатта болатындықтан ғарыштық сәулелер ағыны, іс жүзінде, толық изотропты болады. Ғарыштық сәулелер құрамындағы радиоактивті ядролардың салыстырмалы мөлшері бойынша галактикалық ғарыштық сәулелердің жасы жуықтап анықталады. Ұзақ уақыт бойы ғарыштық сәулелер әсер еткен метеориттік заттардағы тұрақты және радиоактивтік изотоптардың құрамын зерттеу арқылы және өте ескі ағаштардың әр түрлі жылдық сақинасындағы радиоактивті көміртектің мөлшерін анықтау нәтижесінде ерте замандағы ғарыштық сәулелердің интенсивтілігі жөнінде болжам жасауға болады. Мұндай зерттеулер ғарыштық сәулелердің орташа интенсивтілігі миллиондаған жылдар бойы осы күнгі мөлшерінде болғандығын көрсетеді. [15,16]

6 – сурет. Ғарыштық сәулелердің түрлі компаненттері интенцивтілігінің биіктікке байланысты өзгеруі (50⁰ С Солтүстік ендігі үшін), 1 - пратондар мен - бөлшектер, 2 - электроандық компонент, 3 - - мезондық компонент, 4 - толық интенцивтілік.[18]

Ал тежелген сәуле шығару процесінде электрондар мен позитрондардан жаңа фотондар пайда болады. Каскадтық сипаты бар мұндай процестер кезінде жалпы бөлшектің саны тасқындай көбейетіндіктен электронфотондық нөсер байқалады. Электронфотондық нөсер п-мезондармен қатар бастапқы ғарыштық сәулелердегі жоғары энергиялы (100 Мэв) электрондар мен ү-кванттардың, β - электрондардың (зарядты бөлшектердің заттан өтуі кезінде бөлініп шығатын атомдық электрондардың) әсерінен де пайда болады. Энергиясы жеткілікті зарядты пиондар ғана ядролық каскадты дамытуға қатысады. Энергиясы төмендегенде олар ұшып келе жатып-ақ ыдырап кетеді. Зарядты пион мюонға және нейтриноға (ү) ыдырайды.

7 – сурет. Мыс колчеданы шығаратын жердің геолргиялық қысымы және ғарыштық сәулелердің интенсивтілігін бейнелейтін қисық сызық: А – рудалы зат; I – интенсивтіліктің эксперименттік қисық сызығы; II – интенсивтіліктің есептеп шығарылған қисық сызығы. [14,16]

Ядролық актив тілігі төмен болғандықтан мюон затпен аз серлеседі және оның энергиясы атомдарды иондауға (электромагниттік әсерге) ғана жұмсалады. Сондықтан мюондар ағыны ғарыштық сәулелердің өткір компонентін құрайды. Өту қабілеттілігі жоғары және жұтылу коэффициенті зат тығыздығына тура пропорционал болғандықтан ғарыштық сәулелердің өткір компоненті жер астында жүргізілетін геофизикалық және инженерлік барлау жұмыстарында кеңінен қолданылады. [15,16]

2. 4. Ғарыштық сәулелерді зерттеу мәселелері.
Лабораториялар мен ғарыштық станциалардағы зерттеулер екі түрлі бағытта жүргізілуде. Ғарыштық ф и з и к а д а бөлшектерді жоғары және аса жоғары энергияға дейін үдететін негізгі процестердің табиғаты қарастырылады. Сонымен қатар ғарыштық сәулелер интенсивтілігінің вариациясы, оның құрамдық ерекшеліктері мен бұрыштың және энергиялық байланыстарын зерттеу арқылы планета аралық және жұлдыз аралық ортаның қасиеттері анықталады. Ғарыштық сәулелердің шығу көздерін іздеу үшін рентген және гамма-сәулелер аймағындағы радиоастрономия және астрономия

бақылаулар кеңінен қолданылуда. Ядролық физика бағытындағы зерттеулер нәтижесінде үдеткіштерде алынбайтын нуклондардың (энергиясы 10¹² эв-тан үлкен) атом ядроларымен соқтығысуы кезінде бөлшектердің көптеп пайда болуы, сонымен қатар мюондардың (п+ және п-мезондардың ыдырауынан пайда болатын мюондардан басқа) тікелей пайда болуы сияқты процестердің ерекшеліктері анықталуда. Жоғары энергиялы бөлшектердің қатысуымен жүретін құбылыстарды сипаттайтын теориялық модельдерді қолдануды анықтау мәселесі әзірше толық шешілген жоқ.

XX ғасырдың 30 – 40 – жылдарынан Вильсон камерасы газ разряды санауыштары және яролық фото – эмульсиялар арқылы ғарыштық сәулелердің екінші реттік қ ұраушылары қарқынды түрде зерттеле бастады. XX ғасырдың

50 – жылдарынан бастап ғылыми зерттеулер, негізінен бастапқы %арыштық сәулелерді зерттеуге бағытталды. Ал 80 – жылдары ғарыштық сәулелердің әр түрлі құраушыларын, энергияның кең диапазонында тіркеу Жер бетіндегі барлық станцияларда, стратасферада, Жердің жасанды серіктерінде және планетааралық автоматты станцияларда жүргізілді.

Қазақстанда ғарыштық сәулелерді зерттеу екі бағытта жүргізіледі:

1. 
   Ғарыштық сәулелердің пайда болу мәселесі (ғарышта бөлшектердің үдей қозғалуы); бастапқы бөлшектердің энергетикалық спектрінің түзілуі және олардың химиялық құрамы; ғарыштық кеңістік арқылы бөлшектердің өтуі және олардың магнит өрісімен әсерлесуі; уақыт бойынша және Күннің белсенділігіне байланысты олардың қарқындылығының ауытқуын зерттеу;
   
2. 
   Ғарыштық сәулелерді қазіргі кездегі үдеткіштердің көмегімен ала алмайтын жоғары энергиялы бөлшектер көзі ретінде пайдалану.
   

ядролық ыдырауларды зерттеу жөнінде алғашқы тәжірибелер жүргізілді. Арнайы фотоэмульсиялар тау биіктігінде (Іле Алатауы мен Памирде) және 30 км биіктікке ұшатын зонд көмегімен сәулелендіріледі. Олар өңделгеннен кейін, микроскоптардың көмегімен зерттеліп, көптеген әдістемелік жұмыстар атқарылады (Э. Г. Босс, Д. Қ. Қайыпов, И. Я. Часников, т. б.). Әр түрлі ядролықнысаналар үшін екінші реттік бөлшектердің сандық мөлшері мен ұшып шығу бұрышы бойынша таралуының нақты заңдылықтары анықталды. XX ғасырдың 60 – жылдардың бас кезінде ғарыштық сәулелерді зерттеу үшін Алматы қаласының маңында 3340 м абс. Биіктікте биік тау ғарыштық станциялар салынды (1957ж). Бұл станцияладың ғылыми зерттеу жұмыстарының басты бағыты – аса жоғары энергиялы ғарыштық сәулелер

бөшектерінің затпен өзара әсерін зерттеу. Мұнда жетекші бейтарап мезондар пайда болу қимасы есептеліп, екінші реттік бөлшектердің бұрыштық таралуына талдау жасалды, мезондардың қайыра зарядталуы олардың энергиясына тәуелсіз екендігі анықталды. Атмосферадағы нөсердің микроқұрылымын, т. б. зерттеу жөнінде тәжірибелер жүргізілуде. КСРО Ғылыми Академияның Физика институтымен бөрлесе орырып, баллондар арқылы атмосфераның жоғары қабатына көтерілген рентген эмульсиялық камералардың көмегімен, өте жоғары энергиялы бастапқы бөлшектер әсерінен пайда болған бөлшектер тобы (нөсерлер) зерттелді. Физиктердің арнаулы тобы (жетекшісі Ю. А. Емельянов), халықаралық бірлестіктердің құрамында жұмыс істеп, энергиясы 10¹⁵ – 10¹⁷ эВ – ке дейінгі бастапқы бөлшектердің әсерінен, атмосферада жоғары энергиялы екінші реттік γ – кванттардың пайда болуын зерттейді. XX ғасырдың 60 – жылдардың басынан ҚазМу – де (қазіргі ҚазҰУ – де) әр түрлі биіктіктегі ғарыштық сәулелердің бөлшектері ағынының ауытқуын зерттейтін проблемалық лабараториялық (меңгерушісі Е. В. Коламеец) жұмыс істей бастайды. Мұнда Күн белсенділігі мен Ғарыштық сәулелердің құтаушылары ағындарының қарқындылығы арасындағы байланыс анықталды. Қазақсытан

Республикасы Білім және ғылым министірлігінің Ионосфера институтында ғарыштық сәулелердің пайда болуы, Ғарыштық сәулелердің қарқындылығының вариациялары және осы вариациялардың ионосферада өтетін процестермен байланысты зерттелуде. [17,18]

8 – сурет. Гейгер – Мюллер санауышының схемасы.[19]

Цилиндр мен қыл арасынындағы электр өрісін пайда болған импульсті күшейтуге жететіндей етіп, бірақ разряд өз бетімен жүруіне мүмкіндік

бермейтіндей етіп алады. Пайда болған ұзаққа созылмас үшін біраз уақыттан кейін разрядты сөдіру керек. Ол үшін санауыш ішіне этил спиртті, ацетон сияқты сөндіргіштер енгізеді. Бұлардың молекулалары зарядталған бөлшектердің әсерінен диссоцация құбылысына ұшырап, разряд аймағындағы зарядталған бөлшектерді жұтады. Нейтрондарды тіркеу, жоғарыда айтылып кеткендей, олардың екінші реттегі зарядталған бөлшектерді туғызуы арқылы жүргізіледі. [19]


3. 2. Лабораториялық индикатордың құрылмы және оның жұмыс істеу принципі.
Қондырғы 9 – сурет бойынша құрастырылады. Төмен жиілікті күшейткіштің кірісіне демонстациядық панелге бекітілген есептегіш универсал түзейткіштен қоректелінеді және де индикаторға 0 – ден 450 В-қа дейінгі аралықта реттелетін тұрақты кернеу ( қысқыштарын тізбектеп қосып, оларда 350 В-қа тең тұрақты кернеумен реттелетін 0 ± 100 В кернеу түсірілмейтін болсын), ал күшеткішке тұрақты 250 В кернеу мен айнымалы 6,3 кернеу беріледі.

9 – сурет. Иондаушы бөлшектердің индикаторының іс - әрекетін демонстрациалауға арналған қондырғысы және оның схемасы. [13]

Төмен қымдағы балонның ішкі арнайы газ қоспаларымен толтырылған (аргон және спирт буымен ).

Есептегіш түтіктік электродтарындағы кернеуді әртектес күшті өрісте жіптің маңында электрондардың соқтығысуынан газ иондалатындай шамада таңдап алады.

Түтікке иондаушы бөлшек келіп түскенде газдың алғашқы иондалуы болады. Соққы әсерінен әрі қарай иондалу нәтижесінде түтіктегі ток кенет артады. Бұл ток жоғарғы Омдық резистор арқылы өтіп, резисторда кернеудің едәуір импульстарын тудырады, бұлар болса таратқыш конденсатор арқылы төмен жиілікті күшейткіштің кірісіне беріледі. Онда күшейтіледі де, олар дыбыс зорайтқыш арқылы қатты тырсыл түрінде қайта шығарылады.

Газ құрамын («сөндіруші» қоспа) арнайы таңдап алуға байланысты пайда болған өздік разряд тқталады. Пайда болған иондар өте қысқа мерзім ішінде ( 10^-3 – 10^-4 с ретті ) электродтарда бейтараптанады да, индикатор жаңа бөлшекті тіркеуге дайын болып шығады.

Кернеудің түрлі аймақтардағы индикатордың жұмысы.

Радиактивті препаратын индикатор маңында орналастырады да ондағы кернеуді 0 – ден 380 В – қа дейін жайлап баяу арттырады. Лабораториялық индикатордың құрылымы Гейгер санауышы негізінде жасалған. Санауышқа түсірілген кернеу шамасына байланысты индикатордың жұмыс істеу принципін үш түрлі аймаққа бөлуге болады.