Kosmické záření

Z Wikina

Přejít na: navigace, hledání

Kosmické záření nebo také kosmické paprsky jsou vysokoenergetické částice dopadající na Zemi z kosmického prostoru.

Obsah

Vlastnosti kosmického záření

V záření jsou jádra všech prvků, elektrony a záření gama. Jako primární kosmické záření se označují částice před dopadem do atmosféry. Pohybují se vesmírem rychlostí blízkou rychlosti světla a jejich kinetická energie je srovnatelná nebo větší než jejich klidová energie. Jejich energie je větší než 100 MeV na jeden nukleon. Největší energie primární částice, která byla dosud naměřena, je 5 × 108 TeV. Největší detektory kosmického záření zachytí tak energetickou částici průměrně jednou do roka. Zachytit částice s ještě větší energií mohou detektory o větší ploše a po delší době.

Průnik záření na Zemi

Primární kosmické záření nepronikne v atmosféře hlouběji než zhruba do výšek 12–15 km. Jeho částice interagují v atmosféře s jádry kyslíku a dusíku a rozbíjejí je na nukleony (tzv. vypaření jádra) nebo větší odštěpky a z jeho energie navíc vznikají gama-fotony a (materializací) částice s odpovídajícími antičásticemi. Takto může vzniknout v atmosféře v nepatrném zlomku sekundy z jedné primární částice proud až několika milionů sekundárních částic a gama-fotonů, které pokračují v jejím původním směru. Energie primární částice se tak změní při průletu atmosférou ve spršku kosmického záření. Částice vzniklé v atmosféře tvoří sekundární kosmické záření.

Hustota záření

Hustota toku (intenzita) kosmického záření je velmi nízká. Největší je pro nízké energie (několik tisíc částic na 1 m2 za 1 s. Se vzrůstající energií tok klesá. Pro energie větší než 1018 eV se intenzita s energií téměř nemění. Tyto velice energetické částice jsou mimogalaktického původu. Primární částice s menší energií než 1018 eV vznikají v Galaxii. Jejich pohyb je natolik ovlivňován mezihvězdným magnetickým polem, že z jejich směru nelze určit místo vzniku. Kosmické záření je proto zcela izotropní, tzn. že ze všech směrů ho přichází stejná hustota toku. Ta je časově prakticky neproměnná. Nepatrně kolísá s jedenáctiletou periodou jen jeho nízkoenergetická složka do 50 GeV, která je ovlivňována slunečními erupcemi. V době maxima sluneční činnosti je nejnižší. V tu dobu je totiž nejsilnější meziplanetární magnetické pole, které zastiňuje Zemi před nízkoenergetickými kosmickými paprsky (s energiemi menšími nez 50 GeV).

V primárním kosmickém záření jsou zastoupena především jádra nejhojnějších prvků (viz chemické složení vesmíru). Nejvíce jsou zastoupeny protony, v menším množství elektrony, pozitrony, antiprotony, neutrina a gama-fotony.

Zdroj kosmických záření

Není dosud spolehlivě známo, kde ve vesmíru a jakým způsobem jsou částice kosmického záření urychlovány. Zdroj kosmických paprsků nelze identifikovat stejným způsobem jako u zdrojů elektromagnetického záření, kde směr dopadajícího paprsku udává přímo směr zdroje, který ho vyslal. Lorentzova síla, vyvolaná pohybem v mezihvězdném magnetickém poli, totiž zakřivuje dráhu nabitých elektronů a atomových jader natolik, že nelze určit, kde vznikly. Podle dnešních názorů získává kosmické záření svoji energii pomocí magnetických polí, především Fermiho urychlením, Swanovým mechanismem, v pulzarech, při výbuchu supernov, v aktivních galaktických jádrech. Je velmi pravděpodobné, že vydatným zdrojem kosmické záření mimo Galaxii jsou gama-záblesky - nejenergetičtější známý proces ve vesmíru vůbec.

Objevitel

Kosmické záření objevil v roce 1912 rakouský fyzik Viktor F. Hess (1883–1964) při balonovém výstupu v Ústí nad Labem. Protože intenzita tohoto ionizujícího záření přibývala s výškou, nazval je Höhenstrahlung (výškové záření). Za svůj objev dostal v roce 1936 Nobelovu cenu.

Mezihvězdný prostor

Kosmické záření v mezihvězdném prostoru vysílá synchrotronové záření na rádiových vlnách. Při srážkách s fotony reliktního záření jim částice kosmické záření předají část své energie (inverzní Comptonův jev). Obohacené fotony tvoří spojité pozadí gama. Při srážkách s jádry mezihvězdné hmoty dochází k tříštění atomových jader a ke vzniku lehkých odštěpků – jader deuteria, lithia, berylia a boru. Proto je v kosmické záření těchto lehkých jader zhruba milionkrát víc, než odpovídá chemickému složení vesmíru.

Odkazy

Reference

Velká encyklopedie vesmíru

Související témata

Literatura

Internetové odkazy

Osobní nástroje
Jmenné prostory
Varianty
Akce
Navigace
Stránky
Nástroje
[CNW:Counter]