- •1.Ғс туралы жалпы мәлімет.
- •3. Элементар бөлшектер классификациясы
- •7. Екінші реттік ғс-ң жұмсақ құраушысы
- •8. Екінші реттік ғс-ң қатаң құраушысы
- •9. Екінші реттік ғс-ң нуклондық құраушысы
- •10.Кең атмосфералық нөсерлер туралы түсінік
- •12. Ғс көмегімен мюонның өмір сүру уақытын бағалау әдісі
- •13. Зарядталған бөлшектің тұрақты біртекті магнит өрісіндегі қозғалысы
- •14.Зарядталған бөлшектің градиенті өріс бойымен бағытталған магнит өрісіндегі қозғалысы
- •15. Магнит айна
- •16. Зарядталған бөлшектерді үдетудің түрлері
- •17.Зарядталған бөлшектерді үдетудің бетатрондық механизмдері
- •18.Зарядталған бөлшектерді үдетудің 1,2 текті Ферми механизмдері
- •19.Магнит ырғалу.
- •22.Шекті жоғары энергиялы ғс-ң энергиялық спектрі
- •23. Планетааралық магнит өрісінің құрылысы
- •25.Ғс көздеріне қойылатын талаптар
- •28.Аса жаңа жұлдыздар ғс-ң болуы мүмкін көздері ретінде
- •29. Белсенді галактикалардың ядролары шекті жоғары энергиялы ғс-ң болуы мүмкін көздері ретінде
- •30. Изотроптық сәулелену жағдайында бөлшектер ағыны мен қарқындылығы арасындағы байланыс.
- •31.Бөлшектер концентрациясы мен қарқындылығы арасындағы байланыс
- •32.Магнит өрісінің баяу өзгерудің шарттары
- •33.Ғс шыққан тегінің эволюциялық модельдері
- •35.Бөлшектің лармор-радиусы үшін өрнекті шығару
- •36.Бөлшектің жүргізуші центрі, оның әр түрлі жағдайлардағы қозғалысы
- •37.Зарядталған бөлшектің магнит емес күштермен ұйытқыған тұрақты біртекті магнит өрісіндегі қозғалысы
- •38. Магнит өрісінің жеке біртекті еместікпен ұйытқыған тұрақты біртекті магнит өрісіндегі зарядталған бөлшектің қозғалысы
- •39.Зарядталған бөлшектің баяу өзгеретін магнит өрісіндегі қозғалысы
- •40.Зарядталған бөлшектің градиенті өріске перпендикуляр бағытталған магнит өрісіндегі қозғалысы
- •54. Теріс зарядталған бөлшек тұрақты біртекті магнит өрісінде оң бұрандамен айналатынын көрсету
- •55.Зарядталған бөлшек тұрақты біртекті магнит өрісінде қозғалып, магнит өрісінің жеке біртекті еместікпен соқтығу жағдайда болатынын дәлелдеу
- •56.Зарядталған бөлшектің тұрақты біртекті магнит өрісінде магнит емес тұрақты күш әсер еткен жағдайда қозғалғанда болатынын дәлелдеу
- •57.Зарядталған бөлшек градиенті өріске перпендикуляр бағытталған баяу өзгеретін магнит өрісінде қозғалғанда , болатынын дәлелдеу
- •58.Зарядталған бөлшек магнит өрісі күшейген аймаққа түскенде үделетінін көрсету
- •59. Магнит қармақтың шығып кету конусы
- •60.Пән тақырыбы
10.Кең атмосфералық нөсерлер туралы түсінік
Аса жоғарғы энергиялы(E≤106 Гэв) бөлшектердің әрекеттесуін тікелей әдіспен зерттеуге болмайды, себебі бөлшектердің қарқындылығы өте төмен.
1 жылдық зерттеулерге қарағанда 1м2 ауданға атмосфера шекарасына мұндай бөлшектердің бірнеше ондығы ғана (шамамен 10-2 сағ-1м -2) түседі, ал 109 Гэв энергиясында бөлшектер ағыны 1-ді құрайды(км2 *жыл)-1. Бірақ жағдай аса жоғары энергиялы бөлшектердің ядромен әсерлесуі жұмсақ құраушыларға айтарлықтай энергияның берілетіндігімен жеңілдетіледі. E>106 Гэв энергияда атмосферадағы электрон- фотондық каскадтың орташа квадраттық радиусы шамамен 70 м(теңіз деңгейінде), ал толық өлшемі, яғни нөсер бөлшектері орналасқан қашықтығы жүздеген метрді құрайды.
Сәйкесінше, алғашқы бөлшектің траекториясы детектордан 100 м қашықтықта өте алады, дегенмен мұндай бөлшек байқалмай қалмайды, егер құрылғы электрон мен фотонды тіркей алатын болса. Осылайша, қондырғының тиімді ауданының ретті өлшемі S=πR2*π* 1002 =3* 104 м2 және E>106 Гэв энергиялы бөлшектер f~10-2·3*104сағ-1 жиіліпен тіркеле алады. Сондықтан, нөсерлерді(кең атмосфералық нөсерлер) зерттей келе E>106 энергиялы бөлшектер туралы мәлімет алуға болады. Сонымен, 3 негізгі мәселе(тапсырма)пайда болады:
Кең нөсерлердің қасиетін(құрамын) зерттеу.
1015 эв-тен жоғары энергиядағы бөлшектердің әсерлесуін зерттеу.
Астрофизикалық есептер.
Нөсерлердің қасиетің(құрамын) зерттеу басқа есептердің шешімі бола алады.
Кең атмосфералық нөсерлер аса жоғары энергиялы бөлшектердің атом ядросымен өзара әсерлесуінің сипаттамасын зерттеуге мүмкіндік береді. Нөсердің көптеген қасиеттері адрондардың әсерлесуінен(кесілуінен), көптігіен және 2-ші ретті бөлшектердің спектрінен тәуелді.
Дегенмен, бақылау деңгейіне дейін тек бірінші текті бөлшектер ғана жетеді(жоғары энергиялы мюондардан басқа).
Кең атмосфералық нөсер туралы түсінікті ядролық каскадтың моделі арқылы сиппатауға болады. Кең атмосфералық нөсерді алып электрон-ядролық нөсер деп те есептейді, мұнда белгілі бір энергиядағы барлық компонентер: электрон-фотондық, адрондық-мюондық компоненттер, Вавилов-Черенков сәулеленуі және радиосәулелену болады.
Электрондар мен фотондардың тез көбейетін қасиеті бар. Олар орталық бөліктегі бөлшектердің 95-98% құрайды және шеткі(алыс) нөсердегі 80% құрайды. Сондықтан, кең атмосфералық нөсерді бақылаудың қарапайым және көп қолданылатын әдісі ұзақ уақыт бойы олардың электрон-фотондық компонентерін тіркеу болып табылады. Қазіргі таңда нөсердің көптеген сиппатамасын зерттеуде комплексті(кешенді) қондырғылар көмегімен зерттеу маңызды роль атқарады.
Астрофизика үшін кең атмосфералық нөсерлердің маңыздылығын бағалау қиын. Аса жоғары энергиялы бөлшектер Галактикада төменгі энергиялы бөлшектерге қарағанда айтарлықтай аз таралады, және Әлемнің алыс аумақтары туралы мәлімет береді. Кең атмосфералық нөсер көмегімен бірінші ретті сәулеленуде E>1011 Гэв бөлшектер бар екенін анықтау мүмкін болды.
11. ҒС-ң Жер орбитасындағы анизотропиясы
Изотропты-барлық бағытта бірдей қозғалады(диффузия сияқты). Анизотропты-әр бағытта әртүрлі(бөлшек біртекті еместікпен соқтығысқанда бағыты өзгереді,шашырайды). Гелиомагнитсферада ҒС изотроптанады.
Анизотропияны зерттеуді стационар қондырғымен Жер бетінде өткізуге болады. Жердің айналуы қондырғының осін аспан сферасының әртүрлі бөлімдеріне бағыттайды. Көп күндік өлшеулердің мәндерін (*)жұлдыздық уақытпен орташалап әртүрлі галактикалық бағыттағы қарқындылықты анықтауға болады. Гелиомагнитосферадағы бөлшектің қозғалысы тұрақты магнит өрісінің әсеріне ұшыраған, сондықтан да энергиясы тек 100ГэВ-тен(1011 эВ) жоғарылар үшін галактикалық анизотропияны зерттеуге болады. Мұнда не мюондар, не енді атмосфералық нөсерлер тіркеледі. Үлкен сцинтилляциялық санауыштар қолданылады және сигналдың салыстырмалы кешігуіне байланысты нөсердің келу бағыты анықталады.
Е<104ГэВ (1013эВ) энергия аумағында анизотропия коэффициенті аз болады: ᵟ <10-3 және ҒС-ты изотропты деуге болады.
Жоғары энергияда анизотропияның белгілері байқалады. Олар энергияның жоғарылауымен өседі. Сонымен қатар, артық бөлшектің бағытына сәйкес жұлдыздық уақыт энергияға тәуелді болады. Кейбір энергияларда 2 басым бағыт болады.
Тәжірибеде бөлшектің қозғалысының бағыты галактикалық жазықтық маңында жиналатынын көрсетеді. Аз энергиялы бөлшектер Галактиканың ішкі жағынан, ал жоғары энергиялы бөлшектер – 2 жағынан да келеді.
Е>1010ГэВ-тен (1019эВ) жоғары энергияларда артық бөлшектер Вирго галактикасының жанында жинақталады деген нұсқау бар. Энергиясы Е>1017ГэВ (1026эВ) үшін Якутск қондырғысы мәліметтері бойынша анизотропия коэффициенті: ᵟ = 0,2-0,25 тең.
Ғарыштық бөлшектердің анизотропиясын қарастырғанда жұлдызаралық орта ретінде Күн жүйесінің қозғалысына байланысты жалған анизотропияның пайда болуы мүмкін екенін ескеру керек.
Жаңа мәліметтер бойынша 27 оқиғадан 20-ның анизотропиясы белсенді галактиканың ядроның бағытына сәйкес келеді. Энергия өскен сайын, анизотропия да өседі. Бұл объектілер шекті жоғары энергиялы бөлшектің көзі болып табылады.