книги из ГПНТБ / Лушев, Ю. Г. Физика верхней атмосферы Земли учебник
.pdfтиц при приближении к Земле. По мере уменьшения L интенсив ность электронов с энергиями в десятки килоэлектронвольт ме
няется слабо, но быстро возрастают потоки электронов более высоких энергий.
Потоки электронов радиационного пояса находятся в силь
ной зависимости от геомагнитной |
возмущенности. Так, резкие |
|
возрастания геомагнитного индекса |
Кр |
всегда сопровождаются |
всплесками интенсивности электронов с |
40 кэв. Вариации |
|
интенсивности электронов с |
40 кэв и 1,5 Мэе антикорре- |
|
лируют. Потоки же электронов с |
200 кэв более стабильны. |
На высотах менее 1000 км над поверхностью Земли основные осо бенности распределения электронов определяются аномалиями геомагнитного поля.
На широтах <р > 50° часто происходит «высыпание» электро нов из радиационного пояса и рассеяние их в плотных слоях ат мосферы. Во время магнитных бурь сброс электронов резко воз растает на всех долготах и сопровождается повышением иониза ции в слоях Е и D ионосферы, а также полярными сияниями.
Большой научный интерес представляет установление источ ников заряженных частиц в радиационном поясе.
Потоки быстрых протонов могут формироваться при проры вах протонов солнечного ветра и корпускулярных потоков через нейтральные точки магнитосферы, а также в результате распада нейтронов альбедо космических лучей. При распространении в области магнитосферы под воздействием магнитного поля проис ходит ускорение протонов до высоких энергий.
Первичные космические лучи при взаимодействии с атомами атмосферы вызывают ядерные реакции, при которых освобож даются нейтроны. В более плотных слоях атмосферы эти быстрые нейтроны могут создать вторичные нейтроны или распасться по
схеме п |
р + е + ч с периодом полураспада около 12 мин. Не |
|
которая |
часть нейтронов |
в этом случае будет распространяться |
в направлении от Земли |
(нейтроны альбедо) и может распадать |
ся в пределах магнитосферы. Образующиеся протоны и элек троны при соответствующих питч-углах могут быть также захва чены геомагнитным полем. Наиболее вероятной причиной гибели электронов с Ер > 0,5 Мэе являются ионизационные потери, а в области меньших энергий, кроме того, и перезарядка.
В динамике электронной компоненты радиационного пояса большую роль играет перенос. При этом источником энергичных электронов являются электроны с энергией в десятки килоэлек тронвольт, сосредоточенные у границы магнитосферы, интенсив ность и спектр которых относительно стабильны. Потери электро нов происходят в результате рассеяния в плотных слоях атмо
сферы.
16 |
Зак . 5025 |
241 |
|
§ 4. Р А Д И А Ц И О Н Н Ы Е ПОЯСА У Д Р У ГИ Х Н Е Б Е С Н Ы Х ТЕЛ. И СКУС СТВЕН Н Ы Й Р А Д И А Ц И О Н Н Ы Й ПОЯС
Существование радиационного пояса у Земли является общим астрофизическим явлением. Эти пояса могут быть и у других не бесных тел. Их наличие зависит от размеров небесного тела, тол щины и плотности его атмосферы, а главное, от наличия и напря женности магнитного поля. Можно сказать, что чем сильнее маг нитное поле и чем тоньше атмосфера, тем больше вероятность существования радиационного пояса у небесного тела.
Луна не имеет радиационного пояса, так как не обладает ин тенсивным магнитным полем. Вопрос о наличии радиационных поясов у Венеры и Марса требует еще выяснения. Радиоастроно мические измерения указывают, что Юпитер должен иметь го раздо более сильное магнитное поле, чем Земля. Если его напря женность превышает земную в 10 раз (5 э), то в этом случае радиационный пояс Юпитера должен простираться на расстоя ние около 300 000 км от его поверхности. Некоторые ученые счи тают, что солнечная корона является радиационным поясом Солнца.
Радиационный пояс может быть создан и искусственно. Аме риканцы в 1958 г. по программе «Аргус» произвели три сравни тельно слабых ядерных взрыва на высоте около 480 км. В резуль тате взрыва освободилось большое количество электронов, кото рые попали в магнитосферу Земли. Измерения радиации с помощью специальных ракет «Язон» и ИСЗ «Эксплорер-IV» по казали, что электроны образовали искусственный радиационный пояс, который состоял из трех областей толщиной около 20 км каждая. Первая область образовалась на уровне внутренней ра диационной зоны, а вторая и третья — в «щели» между внутрен ней и внешней зонами. Первые две области искусственного пояса исчезли довольно быстро, третья же область продержалась две недели. С течением времени ее размеры почти не менялись, а кон центрация частиц в ней постепенно уменьшалась1).
9 июля 1962 г. над островом Джонстон США был произведен высотный термоядерный взрыв «Морская звезда», создавший искусственный пояс высокоэиергичных электронов. В результате взрыва появились электроны, ранее не обнаруживаемые в радиа
ционном поясе с Е е > 5 |
Мэе, с интенсивностью j ~ |
1,5 • 107 см~2Х |
|||
X сек~х в |
основном |
максимуме (L — 1,3) |
и |
интенсивность |
|
у '— 1,5-108 |
см~2-сек~1 в дополнительном максимуме (L — 1,8). |
||||
На спутнике «Эксплорер-IV» были также зарегистрированы элек |
|||||
троны с энергией |
0,5 Мэе и интенсивностью у — 1,5- 108 см~2-сек~1 |
||||
в максимуме (L |
~ 1,3). Интенсивность этих электронов в тече |
||||
ние трех месяцев полета спутника в области |
1,2 < |
L < 1,7 прак |
|||
тически не изменилась [46]. |
|
|
') Операция «Аргус». Материалы Симпозиума. Атомиздат, I960.
242
Дальнейшие измерения радиации с ИСЗ и расчеты показали, что последствия такого эксперимента в течение более 10 лет бу дут загрязнять естественную радиационную зону и будут являть ся помехой для точной оценки интенсивности и концентрации электронов в этой зоне.
Из-за недостатка пространственно-временной информации много еще неясных вопросов связано с радиационными поясами Земли и других небесных тел.
ГЛАВА XUI
КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ
§ 1. З Н А Ч Е Н И Е ИЗУЧЕНИЯ К О СМ И Ч ЕСК И Х Л УЧЕЙ
Околоземное космическое пространство и земная атмосфера, кроме электромагнитного излучения, пронизываются потоками заряженных частиц различных энергий.
Космические лучи — это потоки заряженных частиц с энер гией от 107 до 1020 эв, приходящие в земную атмосферу из миро вого космического пространства и частично от Солнца. Средняя энергия первичной космической частицы около 1010 эв.
К космическому излучению также относят космические гам ма-лучи, рентгеновские лучи и нейтрино.
Исследование космического излучения в последние годы при обрело большое как теоретическое, так и практическое значение. С космическими лучами неразрывно связана вся физика высоких энергий и элементарных частиц, а также решение целого ряда астрофизических проблем.
Физики используют космические лучи для изучения элемен тарных частиц и их взаимодействий, так как в земных условиях с
помощью ускорителей |
удается пока получить частицы |
лишь |
с энергиями до 7 • 1010 |
эв. Многие элементарные частицы |
были |
открыты и предварительно изучены в космических лучах. |
|
Астрофизикам космические лучи приносят ценную информа цию о физических условиях в областях их зарождения и о том космическом пространстве, которое они прошли на пути к Земле. Наряду со звездами, кометами и межзвездным газом космиче ские лучи являются составной частью Галактики и Вселенной в целом.
Изучение пространственно-временных изменений интенсивно сти космических лучей в околоземном космическом пространстве имеет большое значение для оценок радиационной опасности при проведении космических полетов.
Космические лучи солнечного происхождения вызывают ионо сферные возмущения — поглощение радиоволн в полярной шап ке (см. гл. IX). Изучение этого геофизического эффекта косми-
244
ческих лучей имеет большое значение для прогнозов распростра нения коротких радиоволн в полярных районах.
Исследования космических лучей играют существенную роль в общей программе изучения космоса. Для получения экспери ментальных данных о первичных космических лучах широко при меняются баллоны, ИСЗ и космические ракеты. Интенсивность космических лучей различных энергий измерялась на корабляхспутниках, многих спутниках серий «Космос» и «Электрон», кос мических ракетах, запущенных к Луне, Венере, Марсу. Но осо бенно большое значение для изучения космических лучей имели запуски научных космических станций «Прото.н-1» (16/VII 1965 г), «Протон-2» (2/XI 1965 г.), «Протон-3» (6/VII 1966 г.) и «Протон-4» (16/XI 1968г.). Полезный вес каждой из этих станций с комплексом контрольно-измерительной аппаратуры составлял более 12 т. Научные космические станции серии «Протон» осна щались уникальной аппаратурой — ионизационным калоримет ром, изобретенным и сконструированным советскими физиками, специальными гамма-телескопами и спетрометрами зарядов.
В программу космических станций входило комплексное ис следование космических лучей:
— изучение солнечных космических лучей;
—изучение энергетического спектра и химического состава космических лучей в интервале энергии Ю10—1014 эв\
—изучение ядерного взаимодействия космических частиц в области энергии до 1012 эв\
—исследование электромагнитного излучения высокой энер гии (гамма-квантов);
—измерение абсолютной интенсивности и энергетического спектра электронов галактического происхождения.
Запуски космических станций позволили получить ряд весьма ценных экспериментальных данных о первичном космическом из лучении.
§ 2. ХАРАКТЕРИСТИКИ К О С М И Ч ЕС К И Х Л У Ч ЕЙ
Основной величиной, характеризующей космические лучи, яв ляется их интенсивность (/).
Интенсивность космических лучей — это количество частиц,
проходящих в единицу времени через единичную площадку, пер пендикулярную направлению наблюдения, отнесенное к единич ному телесному углу:
[/] = частиц/м2 • стер • сек.
Различают интенсивность по заданному направлению (/в), вертикальную (/о) и глобальную (Iр).
245
Глобальной интенсивностью называется количество частиц, проходящих в единицу времени через сферу с единичным сече нием:
I p = I М 2 , |
(2-1) |
2 |
|
где dQ — элемент телесного угла, 9 — угол между нормалью к площадке и направлением наблюдения; / р измеряется в
смг2-мин~х.
Для характеристики космических лучей иногда также исполь зуется поток частиц:
Fs = j |
/ 0cos9d2. |
(2.2) |
2 |
|
|
Так как поток космических лучей состоит из частиц различ ных энергий, то их распределение по энергиям принято характе ризовать дифференциальной и интегральной интенсивностью.
Дифференциальная интенсивность показывает, что 1(E)dE есть интенсивность частиц с энергией в интервале dE. Если 1(E) измеряется в единицах частиц/м2 ■сек • стерад • Гэв, то это значит, что 1(E) численно равна интенсивности 1(E)dE для интервала dE, равного 1 Гэв.
Интегральная интенсивность частиц с энергией больше задан ной равна:
оо |
|
/ ( > £ ) = j l ( E ) d E . |
(2.3) |
Е |
|
Интенсивности 1(E) и / (> Е) часто называют соответственно дифференциальным и интегральным спектрами частиц.
Под энергией частицы понимается ее полная энергия:
Е = т0с2-f Ек , |
(2.4) |
где т0с2 -г- энергия покоя частицы с массой покоя т0, Ек — ки нетическая энергия, с — скорость света.
Различают также энергию частицы Е и энергию на нуклон
е = (А — атомный вес или массовое число ядра).
Кинетическая энергия частицы, движущейся со скоростью v, определяется выражением
(2.5)
Для нерелятивистских частиц, когда v с,
ЕК |
2 m0v2. |
( 2. 6) |
246
Проникающая способность частицы в атмосферу Земли зави сит от импульса частицы, который равен:
Р = |
(2.7) |
Для v <£ с импульс частицы имеет известное соотношение |
|
Р —m0v. |
( 2.8) |
§ 3. ПЕРВИЧНЫЕ КОСМИЧЕСКИЕ ЛУЧИ
Первичные космические лучи в основном состоят из протонов (— 90%) и а-частиц(~ 9%), но в них также входят ядра более тяжелых элементов, быстрые электроны, позитроны, фотоны гамма- и рентгеновского излучения и нейтрино. Общий состав космических лучей примерно соответствует распределению хими ческих элементов во Вселенной.
Первичные космические лучи можно наблюдать лишь за пре делами земной атмосферы, а практически — с высоты около 40 км, на которой масса вышележащего воздуха составляет неболее 1—2 г/см2.
Космические лучи в нашей солнечной системе имеют в основ ном галактическое и частично солнечное происхождение. На Солнце в периоды мощных солнечных вспышек могут генериро ваться частицы с энергиями до 1010 эв. Источниками космиче ских частиц с энергиями до 1016 эв по современной галактической теории происхождения космических лучей являются сверхновые звезды и, возможно, «малые» взрывы галактического ядра. Рас четы показывают, что для обеспечения наблюдающейся интен сивности космических лучей вспышки сверхновых звезд в Галак тике должны происходить в среднем раз в 100 лет. Частицы же с энергиями более 1016— 1017 эв приходят в Галактику извне и ге нерируются, по-видимому, в радиогалактиках.
В первичных космических лучах различают три компоненты: протонно-ядерную, электронно-позитронную и космические гамма- и рентгеновские лучи.
Протонно-ядерная компонента — основная по интенсивности п переносимой энергии. Она исследована наиболее полно. Ее со став приведен в табл. 13.1.
Табл. 13.1 показывает несоответствие между содержимым ядер группы L (Li, Be, В) в космических лучах и во Вселенной. В природе таких ядер сравнительно мало, а в космических лучах их столько же, сколько Н-ядер, т. е. всех ядер с z >10. Такое по вышенное содержание в космических лучах ядер L объясняется дроблением более тяжелых ядер в результате взаимодействия космических частиц с межзвездным газом.
247
Т а б л и ц а 13.1
Состав протонно-ядерной компоненты космических лучей (В. Л. Гинзбург, 1970)
|
* |
о. |
Атом- |
Интенсивность частиц |
Распространенность по |
|
|
отношению к Н-ядрам |
|||||
Группа ядер |
Г. V. |
ный |
с е >2,5 Гэв/нуклон |
|
|
|
Z * |
|
в среднем |
||||
|
X |
- |
|
|
в космиче |
|
|
« |
5 |
номер |
в м~2• сек~х ■cmep~l |
во Вселен |
|
|
о 5 |
ских лучах |
||||
|
о |
>•> |
|
|
ной |
|
|
о £ |
|
|
|
||
Протоны |
|
р |
1 |
1300 |
650 |
3000—7000 |
а-частицы |
|
a |
2 |
94 |
47 |
250-1000 |
Легкие ядра |
|
L |
3—5 |
2,0 |
I |
10~5 |
Средние |
|
М |
6—9 |
6,7 |
3,3 |
2,5-10 |
ядра |
|
н |
|
|
|
|
Тяжелые |
|
>10 |
2,0 |
1 |
1 |
|
ядра |
VH |
|
|
|
|
|
Сверхтяже- |
>20 |
0,5 |
0,26 |
0,05 |
||
лые ядра |
VVH |
|
|
|
|
|
То же |
>30 |
- К Г 4 |
~ 10 -4 |
~10—4 |
На космической станции «Протон-1» был обнаружен неожи данно большой поток электронов с энергией'больше 3 - 108 эв. Он оказался почти одинаково интенсивным в любой точке околозем ного пространства. Интенсивность его в 10 раз превосходила рас четную, полученную ранее по баллонным измерениям в страто сфере1). Согласно последним данным, электроны в космических лучах за пределами атмосферы Земли имеют первичное проис хождение. Позитроны же могут появляться только как конечный продукт распада нестабильных частиц, образующихся при ядерных взаимодействиях космических лучей с межзвездным веще ством.
Интецсивность электронно-позитронной компоненты состав ляет около 0,6% полной интенсивности космических лучей на гра нице атмосферы.
По данным американского ИСЗ «Экоплорер-ХЬ, средняя ин тенсивность у-излучения равна 5 , 5 - 1 0 фотон/см,2 • стер - сек. Обнаружена тенденция к увеличению интенсивности в направле нии центра Галактики.
Основными механизмами генерации непрерывного у-излуче ния являются:
а) распад к0-мезонов, образующихся при ядерных соударе ниях космических лучей с межзвездным газом, при этом подав ляющая часть ^ -лучей имеет энергию Ег > 5 -1 0 эв, а их энерге
тический спектр близок к спектру космических лучей;
■) «Правда», 1965, 16 ноября.
248 /
б) тормозное излучение релятивистских электронов и пози тронов, входящих в состав космических лучей (£ < 5- 1010 эв)\
в) комптоновские f -лучи, образующиеся при рассеянии теп ловых фотонов (излучение звезд) на электронах.
Нейтрино образуются в результате распада т.-мезонов и -мезонов, возникающих при взаимодействии космических лучей
с межзвездным газом. Вследствие трудности регистрации до сих пор нет прямых экспериментальных данных, касающихся потоков ней трино любой энергии, приходя щих из космоса. Из косвенных со ображений считают, что плот ность энергии нейтрино с Я ,>
> 109 эв в космическом простран |
|
|
|
|
|||||
стве может достигать |
величины |
|
|
|
|
||||
10 эв/см3. |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Первичные космические лучи |
|
|
|
|
|||||
имеют |
широкое |
энергетическое |
|
|
|
|
|||
распределение. На рис. 13.1 при |
|
|
|
|
|||||
ведена |
интегральная |
интенсив |
|
|
|
|
|||
ность космических лучей |
/ (> |
Е) |
|
|
|
|
|||
в зависимости от энергии части |
|
|
|
|
|||||
цы. Из рисунка видно, |
что интен Рис. |
13.1. Интегральная |
интенсив |
||||||
сивность падает с ростом Е. |
На |
ность космических лучей |
|||||||
широких интервалах Е спектр мо |
в виде степенной |
функции |
|||||||
жет быть представлен |
аналитически |
||||||||
где Е в Гэв. |
|
/ ( > £ ) |
= ££-(т-1)> |
|
(3.1) |
||||
|
|
|
1010 эв |
|
1015 эв имеем |
k = |
|
||
Для |
области |
энергий |
от |
до |
1,7; |
||||
1 = 2,6; |
при энергии Е |
|
(1-ьЗ) • 1015 |
эв спектр изменяется, |
и в |
интервале от £ ~ 3 - 1015 эв до Е — 1018 эв показатель ^ = 3,2±0,1, а при Е > 1018 эв наиболее вероятно, что этот показатель также равен 2,6 (В. Л. Гинзбург, 1970).
В настоящее время спектр космических лучей прослежен до энергий Е = 1019 эв. Наибольшая энергия частиц, наблюдавших ся в космических лучах, равна 1020 эв ~ 108 эрг = 10 дж.
На рис. 13.2 графически изображен энергетический спектр первичных космических лучей по данным, полученным на ИСЗ «Протон-1». На оси абсцисс отложена энергия частиц, а по оси ординат — поток этих частиц. Треугольники соответствуют ре зультатам измерений, выполненных одним ионизационным кало риметром, а кружочки — другим ').
Из результатов измерений следует:
>) «Правда», 1965, 16 ноября,
249
а) параллельность хода энергетического спектра протонов (кривая 2) и энергетического спектра всех частиц (кривая /) указывает на то, что, по крайней мере, в диапазоне 1010—1015 эв доля тяжелых ядер по отношению к протонам в первичных кос мических лучах остается постоянной;
б) интенсивность частиц высокой и сверхвысокой энергии ока залась существенно меньшей, чем определенная по изучению ши роких атмосферных ливней в наземных условиях (крестик в ниж ней части рис. 13.2).
Первичное космическое излучение изотропно. Это приводит к тому, что в результате исследования космических лучей нельзя
|
получить |
никаких |
не |
|||
|
посредственных |
сведе |
||||
|
ний об |
их |
источниках, |
|||
|
о местоположении этих |
|||||
|
источников, а также о |
|||||
|
том, что они собой |
|||||
|
представляют. |
|
кос |
|||
|
Интенсивность |
|||||
|
мических лучей за пре |
|||||
|
делами |
земной |
атмо |
|||
|
сферы |
не остается |
по |
|||
|
стоянной. Она испыты |
|||||
|
вает изменения в 11- |
|||||
|
летнем |
цикле солнеч |
||||
|
ной активности, а так |
|||||
|
же |
кратковременные |
||||
|
непериодические |
изме |
||||
|
нения. 11-летние вариа |
|||||
|
ции обусловлены в ос |
|||||
|
новном эффектом моду |
|||||
|
ляции |
|
межпланетным |
|||
|
магнитным полем. |
Они |
||||
Рис. 13.2. Энергетический спектр первичных |
находятся в противофа |
|||||
зе с |
солнечной |
актив |
||||
космических лучей, полученных на ИСЗ «Про |
ностью. |
Интенсивность |
||||
тон-1» |
||||||
|
галактических |
косми |
ческих лучей во время максимума солнечного цикла минималь на, а во время минимума — максимальна. Вариации имеют спек тральную зависимость: наиболее значительно уменьшается ин тенсивность потока частиц малых энергий (несколько сотен мега электронвольт).
В 1959 году с помощью |
советских |
космических ракет |
||
было установлено, |
что |
поток |
космических |
лучей составляет |
2 частиц!см2 • сек. |
При |
полете |
межпланетной автоматической |
станции «Марс-1» (20/11 1962—25/1 1963 г.) интенсивность кос мических лучей в космическом пространстве была определена
250