V této úvodní kapitole se pokusíme nastínit některé metodologické aspekty stavby fyziky a jejího začlenění do kontextu ostatní přírodovědy a vědeckého poznání vůbec. Tyto metodologické poznámky mohou být zajímavé např. pro studenty a zájemce nefyzikálních profesí, kteří si chtějí udělat ucelený obraz o fyzikálních aspektech zkoumání přírody.
htm (22 32) [15. Studium
kosmického záření tak sehrálo neobyčejně významnou úlohu při poznávání zákonitostí mikrosvěta (ostatně, tak
vysoké energie jaké vyskytují kosmickém záření, dosud neumíme dosáhnout pozemských urychlovačích, viz níže). 1. Úroveň radiace proto měla výškou nad zemí klesat. Tvar tohoto spektra někdy přirovnává tvaru natažené lidské nohy:
po víceméně rovnoměrném poklesu počtu částic energií cca 1015-16eV křivce objevuje ohyb jakoby tvaru
"kolena", nímž pokles počtu částic energií začíná být něco rychlejší velmi vysokých energií cca 1018-19eV,
kde úbytek částic začíná být opět něco pomalejší tvaru křivky objevuje jakýsi "kotník" "nárt". Dolní hranice asi 109eV nabité částice nižších energiích totiž Zemi
obtížně pronikají důsledku magnetického pole vytvářeného nabitými částicemi pohybujícími se
ze Slunce ("slunečního větru").RNDr. Tomu částečně nasvědčovalo pozorování T.1925 potvrdil R.
*) Toto zjištění bylo tehdy značně překvapující, neboť odborníci době domnívali, veškerá přírodní
radiace, způsobující ionizační vybíjení elektroskopů, svůj původ vyzařování radioaktivních látek obsažených
v zemské kůře. solární složka tvořená zejména protony a
5-10% iontů hélia) vzhledem svému lokálnímu významu mezi kosmické záření zpravidla
nezařazuje.
detektory bylo zjištěno, kosmické záření obsahuje nabité částice vysokých energiích přesahujících 1GeV.1.-M.2). Takže mikročástice proton "makroskopickou" energii!
S rostoucí energií počet částic kosmického záření rychle klesá (je úměrný zhruba E-3), takže zatímco
tok částic energiemi kolem 1GeV poměrně intenzívní (cca 104/sec. Energie částic (primárního) kosmického záření pohybuje
v širokém rozmezí.1991 byla zaznamenána částice kosmického záření energií 3.5 "Elementární částice"./m2), vysokoenergetických částic
je jen velmi málo pro energie 1016eV pozorujeme již jen několik málo částic 1m2 1rok, pro
nejvyšší energie kolem 1019eV již jen cca 1částice/1km2 rok.1922.
Wulfa, který vynesl elektrometr vrchol Eiffelovy věže, kde výšce 330m naměřil asi poloviční ionizaci než při zemi. pomocí koincidenčních měření G. Vojtěch Ullmann: Jaderná radiační fyzika.6 Ionizující záření
záření, ale zároveň byly detailně změřeny jeho vlastnosti.
Při průchodu primárního kosmického záření zemskou atmosférou pak vzniká sekundární
kosmické záření něm zmíníme druhé části této pasáže kosmickém záření).1938 Pierre Auger detekoval koincidence impulsů pocházejících spršek částic (sekundárního) kosmického
záření, vznikajících atmosféře.2008 12:13:55]
. spektrum primárního kosmického záření, schématicky znázorněno levé
polovině obr.
Energetické zastoupení částic, tj. V
r.6 logaritmickém měřítku.
I tento pokles byl však mnohem menší než kdyby šlo pouze záření (γ) pocházející zemského povrchu. Nabízelo jediné vysvětlení: "zhora",
z kosmického prostoru, přichází pronikavé záření mimozemského původu, které částečně prochází atmosférou
a přispívá ostatní přírodní radiaci ionizaci při zemském povrchu.6. Pomocí stop kosmického záření mlžných komorách fotografických emulzích bylo
nejen odhaleno složení kosmického záření, ale byla objevena řada nových částic, doby fyzice neznámých pozitron
e+, mion mezony nakonec některé těžké hadrony (hyperony), viz §1.10.cz/JadRadFyzika6.
Elektrometry byly schopny pouze ukázat, zda záření přítomno jaká jeho přibližná intenzita. lehkých částic pak rychlé elektrony neutrina. stomilionkrát!) nejvyšší energie, dosahované zatím pozemských urychlovačích.Hesse jeho následovníků bylo použito vzduchotěsných elektrometrů, aby rychlost
vybíjení nemohla být ovlivněna změnou tlaku vzduchu. Tyto pokusy pak r. Velký pokrok v
chápání povahy kosmického záření přineslo použití částicových detektorů, zvláště Geiger-Müllerova detektoru (viz §2.j.
Kosmické záření, které přichází vesmíru označuje jako primární; tím budeme zabývat nejdříve. Součástí kosmického záření
jsou vysokoenergetické fotony záření gama. Při výstupu prvních asi 800m ionizace skutečně ubývalo,
ale pomaleji než očekávalo; při dalším stoupání ionizace naopak jevila vzrůst, který výšce asi 3km byl již
značně prudký; výšce 5km byla ionizace 3-krát větší než při povrchu Země. Při
balónových výstupech V.Milikan s
použitím elektrometru automatickým záznamem měření film, který balónu bez lidské posádky mohl vystoupit
do daleko větších výšek; toto záření nazval "kosmické záření". První stopu částice
kosmického záření mlžné komoře zaznamenal D.Skobelcyn r.3)
a též detektorů stop částic mlžných komor jaderných fotografických emulzí (viz §2. Částice nejvyšších energiích
1020eV jsou detekovány jen ojediněle několik let. Samotné záření Slunce (tzv.1020eV, což běžných jednotkách odpovídá cca
50 Joulům. Horní hranice energií dosud registrovaného kosmického záření dosahuje cca 1020eV;
srovnáme-li zatím nejvyššími energiemi částic cca 1012eV dosaženými pozemských
urychlovačích, jsou kosmickém záření obsaženy daleko nejvyšší energie částic, jaké známe -
převyšují řádů (tj.
Složení energie kosmického záření
Pod kosmickým zářením (primárním) rozumíme vysokoenergetické záření vesmírného původu, které
je tvořeno největší části protony (88%), dále jádry hélia (10%) dalších prvků (1%); obsah různých jader
v kosmickém záření zhruba odpovídá zastoupení prvků vesmíru, jak ustavilo důsledku prvotní
a hvězdné nukleosyntézy. Toto zpomalení
je poněkud překvapující, neboť astrofyzikálního hlediska oblasti nejvyšších energií dal očekávat spíše
ještě rychlejší pokles četnosti, m. důsledku pionových interakcí energetických protonů kosmologickým
http://astronuklfyzika.
*) r
