PROMIENIOWANIE
KOSMICZNE
SPIS RZECZY
Skład
i modele opisujące pochodzenie promieniowania kosmicznego
Oddziaływanie
w atmosferze - wyniki badań doświadczalnych promieniowania kosmicznego
Zmiany
natężenia promieniowania kosmicznego z wysokością w atmosferze i z głębokością
poniżej poziomu morza
Działanie
biologiczne wiązek cząstek, jąder atomowych, elektronów i promieni X, i
gamma
Jednostki
dawek i mocy promieniowania. Dawki dopuszczalne
Zmiany
w organizmach spowodowane przez promieniowanie
Zagrożenia
radiacyjne na Ziemi - na różnych wysokościach nad poziomem morza, w
Planetarnym Układzie Słonecznym, w przestrzeni międzygwiazdowej
Dawki
promieniowania w przestrzeni poza atmosferą ziemską
Zmiany
w organizmach załóg aparatów latających
Sprawa pochodzenia promieni
kosmicznych wyłoniła się równocześnie z ich odkryciem. Uprzednio nie znano
właściwości promieni kosmicznych docierających do Ziemi - do najbardziej
rozrzedzonych warstw atmosfery ziemskiej i do Układu Słonecznego. Począwszy
od końca lat czterdziestych, promieniowanie to badano wokół Ziemi,
praktycznie poza granicami atmosfery - za pomocą balonów wysokościowych i
rakiet, a następnie za pomocą satelitów i sond kosmicznych międzyplanetarnych
sięgających peryferii Układu Słonecznego. Tam właśnie uzyskuje się
informację o pierwotnym promieniowaniu kosmicznym obserwowanym przy Ziemi.
Promieniowanie kosmiczne wtórne,
jest wynikiem oddziaływania pierwotnego promieniowania kosmicznego –
nadbiegającego do Ziemi z przestrzeni międzygwiazdowych – z atmosferą
ziemską. W pierwotnym promieniowaniu, w zakresie energii kinetycznych cząstek
o wartościach mniejszych od 109eV, jest w dużej mierze zawarta składowa
pochodząca od Słońca. Jednak obserwowane promieniowanie pierwotne zawiera cząstki
o energiach większych. Stąd przeświadczenie o pochodzeniu dalszym, głównie
z Galaktyki (energie z przedziału od około 109eV do około 1017eV
a nawet 1019eV), z tym, że składowa z przedziału wyższych energii
– „superwysokich energii” jest prawdopodobnie pochodzenia
metagalaktycznego. Widmo energetyczne promieni kosmicznych jest ubywające, więc
wkład składowej o energiach superwielkich do strumienia cząstek
promieniowania pierwotnego jest niewielki. Zasadnicza część promieni
kosmicznych docierających do Ziemi pochodzi więc z Galaktyki.
Eksperymenty wykonywane
przy pomocy balonów stratosferycznych i rakiet wynoszących aparaturę badawczą
na dużą wysokość ponad powierzchnię Ziemi wykazały, że p i e r w o t n e
p r o m i e n i o w a n i e k o s m i c z n e nie jest falą
elektromagnetyczną (jak np. fale świetlne czy radiowe), lecz strumieniem
lekkich jąder atomowych rozpędzonych do olbrzymich prędkości. Najobficiej
występują w nim jądra wodoru (protony), znacznie mniej jest jąder helu {cząstek
alfa), a ilość jąder ciężkich pierwiastków jest zupełnie znikoma. Skład
chemiczny tego promieniowania jest więc znowu zbliżony do składu chemicznego
"typowego" dla większości obiektów w pobliżu Słońca, tzn. gwiazd
na ciągu głównym wykresu Hertzsprunga-Russella i obłoków gazu międzygwiazdowego.
Energie kinetyczne pojedynczych cząstek promieniowania kosmicznego zawarte są
w niezmiernie szerokich granicach, od milionów elektronowoltów -co odpowiada
energiom uzyskiwanym w małych akceleratorach -do setek trylionów elektronowoltów
(1020 eV), co o wiele rzędów wielkości przewyższa energie nadawane
sztucznie cząstkom w największych urządzeniach tego rodzaju.
Istnieje wiele danych
przemawiających za tym, że cząstki promieniowania kosmicznego o małych
energiach powstają w czasie gwałtownych rozbłysków obserwowanych w
atmosferze Słońca; byłyby więc one niejako naszymi "domowymi" cząstkami.
Inaczej ma się rzecz z cząstkami o dużych energiach. Liczba tych cząstek nie
zależy od stanu aktywności Słońca, a ponadto dochodzą one ku nam ze
wszystkich kierunków. Stanowi to mocny argument przemawiający za ich
pochodzeniem z innych gwiazd lub z przestrzeni międzygwiazdowej. Gdyby cząstki
promieniowania kosmicznego. poruszały się w przestrzeni po liniach prostych,
to z faktu, że nadbiegają one z jednakową częstością z różnych kierunków,
wynikałoby, iż promieniowanie to "wypełnia" równomiernie cały
Wszechświat, a w szczególności rozległe przestrzenie między galaktykami.
Oznaczałoby to, że gęstość energii promieniowania
kosmicznego we Wszechświecie jest wszędzie taka sama jak w naszej Galaktyce w
pobliżu Słońca. Ponieważ w przestrzeniach międzygalaktycznych znajduje się
niewiele gazu (o ile w ogóle jest), promieniowanie kosmiczne byłoby z punktu
widzenia zasobów energii głównym składnikiem Wszechświata. Nie można
oczywiście takiej możliwości całkowicie odrzucić, bardziej prawdopodobne
wydaje się jednak założenie, że nie tylko materia koncentruje się w
galaktykach, ale również z punktu widzenia energetycznego galaktyki są
obszarami uprzywilejowanymi: średnia gęstość energii w Galaktyce powinna być
wyższa niż w pustce międzygalaktycznej. Jeśliby tak miało być, cząstki
promieniowania kosmicznego musiałyby nie rozporządzać pełną swobodą
opuszczania Galaktyki.
Co jednak może być
przyczyną uwięzienia cząstek wewnątrz Galaktyki? Według wszelkiego
prawdopodobieństwa, może się to dziać tylko za sprawą międzygwiazdowych pól
magnetycznych o odpowiednim rozmieszczeniu i natężeniu. Jądra atomowe mają,
jak wiemy, dodatni ładunek elektryczny, a ładunek elektryczny w polu magnetycznym
porusza się w ogólności po spirali tym ciaśniej nawiniętej wokół linii sił
pola, im większe jest natężenie tego pola. Jeżeli więc w Galaktyce istnieją
pola magnetyczne o dostatecznie dużym natężeniu, to cząstki promieniowania
kosmicznego nie będą się poruszać po liniach prostych, lecz po bardzo splątanych
krzywych i ich ucieczka z Galaktyki będzie skutecznie hamowana. Znając energie
cząstek promieniowania kosmicznego, można obliczyć, jakie musi być natężenie
pól magnetycznych, by cząstki te praktycznie nie mogły opuścić naszego
systemu Drogi Mlecznej. Okazuje się, że potrzebne są pola magnetyczne o natężeniach
10-6-10-5 erstedów, czyli właśnie takie, jakie
stwierdzono doświadczalnie i teoretycznie na całkiem innej drodze.
Mechanizm nadający cząstkom
promieniowania kosmicznego wielkie energie jest dziś jeszcze zagadką. Istnieją
na ten temat różne hipotezy. Jedna wiąże tę sprawę z wybuchami gwiazd
supernowych. Według niej, niektóre jądra atomowe miałyby uzyskiwać wielkie
energie w tajemniczych do tej pory zjawiskach, zachodzących w pozostałości
po supernowej (co omówimy na przykładzie mgławicy Krab przy końcu tego
rozdziału). Cząstki te stawałyby się w ten sposób cząstkami promieniowania
kosmicznego. Inna hipoteza ucieka się znów do pomocy pola magnetycznego.
Chodzi o to, że wysokoenergetyczna cząstka, zderzając się z obszarem, w którym
panuje pole magnetyczne o natężeniu większym niż w sąsiedztwie, może się
od tego pola magnetycznego sprężyście odbić. Takimi obszarami o zwiększonym
natężeniu pola magnetycznego mogą być np. obłoki gazu międzygwiazdowego. Jądra
atomów odbijające się sprężyście od wędrujących obłoków gazu mogłyby
od nich nabywać energię i po wielu zderzeniach przemieniać się w
wysokoenergetyczne cząstki promieniowania kosmicznego. Jednakże i tej
hipotezie można niejedno zarzucić; w szczególności powyższy mechanizm
zaczyna pracować dopiero wtedy, gdy już uprzednio jądra atomów uzyskały
znaczne energie. Wymaga to więc wstępnego rozpędzania jąder w jakiś inny,
nie mniej zagadkowy sposób. Być może, cząstki rozpędzone wstępnie w
okolicy supernowej są następnie przyspieszane przez zderzenia z obłokami
gazu.
Cząstki
promieniowania kosmicznego są najprawdopodobniej odpowiedzialne za znaczną
część p r o m i e n i o w a n i a r
a d i o we g o wysyłanego przez Galaktykę. Radioteleskopy, zainstalowane na powierzchni
Ziemi, nieustannie odbierają szum radiowy pochodzenia galaktycznego. Cały
pas Drogi Mlecznej wysyła fale radiowe o najrozmaitszych długościach. Na
powierzchni Ziemi możemy odbierać fale radiowe o długościach zawartych między
kilkoma milimetrami i kilkudziesięcioma metrami; inne są pochłaniane przez górne
warstwy atmosfery.
Rozwój badań
radioastronomicznych datuje się właściwie dopiero od zakończenia II wojny światowej,
kiedy to w ręce astronomów dostały się anteny odbiorcze byłych wojskowych
stacji radarowych. Pionierskie prace w tej dziedzinie przeprowadziła Anglia,
następnie Holandia i Australia. Początkowo sądzono, że promieniowanie radiowe
wysyłane jest przez pewien rodzaj hipotetycznych gwiazd, zwanych
radiogwiazdami. Mimo usilnych badań nie udawało się jednak zidentyfikować żadnego
z emitujących radiofale obszarów Galaktyki, tzw. r a d i o ź r ó d e ł, z
jakąkolwiek bliską lub jasną gwiazdą. Dopiero gdy wzrastająca z czasem
dokładność pomiarów pozwoliła na określenie położenia silnych radioźródeł
na niebie z dokładnością do minut, a nawet sekund łuku, i gdy stał się możliwy
pomiar średnic radioźródeł, okazało się, że radioźródła w Galaktyce
to, po pierwsze, rozległe zespoły obszarów H II, pobudzanych do świecenia
przez gwiazdy wczesnych typów widmowych, a po drugie -pewien szczególny typ
mgławic, których powstanie wiąże się prawdopodobnie z wybuchem gwiazd
supernowych; mgławice te pojawiają się w wyniku przechodzenia fali
eksplozji przez gaz międzygwiazdowy. Oprócz promieniowania radiowego wysyłanego
przez te dwa rodzaje radioźródeł obserwuje się również rozmyte "tło"
radiowe, nie wiążące się z żadnym wyraźnym radioźródłem. Niektóre
radioźródła zidentyfikowano też jako odległe galaktyki, charakteryzujące
się gwałtownym wyrzucaniem gazu ze swoich jąder. Natura tych zjawisk jest w
chwili obecnej zupełnie nieznana; wykracza to zresztą poza ramy naszych rozważań.
Badając, w jaki sposób natężenie promieniowania radiowego danego radioźródła
zmienia się z długością fali, możemy wnioskować o charakterze procesów
odpowiedzialnych za emisję radiową. Z tego punktu widzenia wyróżnić można
dwa rodzaje radioźródeł. Pierwsze to r a d i o ź r ó d ł a
t e r m i c z n e. Nazwa ta pochodzi stąd, że promieniowanie radiowe
tych obiektów określone jest przez temperaturę (kinetyczną) gazu w
analogiczny sposób jak np. natężenie promieniowania podczerwonego (zwanego
potocznie cieplnym) jakiegoś ciała określone jest przez temperaturę tego ciała.
Radioźródłami termicznymi są z reguły gorące obszary wodoru
zjonizowanego (obszary H II). Drugi rodzaj radioźródeł
to r a d i o ź r ó d ł a n
i e t e r m i c z n e; nazwa ma przypominać, że emisja radiowa nie wiąże
się tu bezpośrednio z temperaturą. Radioźródła te pozostają w związku ze
wspomnianymi powyżej mgławicami, powstałymi w wyniku eksplozji supernowych.
Jakiż więc mechanizm
decyduje w tym drugim przypadku o wysyłaniu fal radiowych? Odpowiedź na to
pytanie przyniosła teoria opracowana w latach pięćdziesiątych przez
astronoma radzieckiego I. S. Szkłowskiego. Badacz oparł się na dobrze znanym
zjawisku fizycznym, że cząstka obdarzona ładunkiem elektrycznym i poruszająca
się po torze krzywoliniowym musi wysyłać promieniowanie elektromagnetyczne.
Rachunki Szkłowskiego wykazały, iż cząstki promieniowania kosmicznego
poruszające się w polach magnetycznych Galaktyki po skomplikowanych krzywych będą
właśnie wysyłały promieniowanie elektromagnetyczne o długościach fal
odpowiadających obserwowanym falom radiowym. Gdyby się więc zgodzić, że
miejscem narodzin tych cząstek są gwiazdy supernowe, to należałoby się
spodziewać, że najsilniejszymi radioźródłami będą obszary bezpośrednio
otaczające gwiazdy, które w stosunkowo niedawnej przeszłości przeżyły
kataklizm supernowej. W ten sposób teoria wyjaśniła związek
radiopromieniowania z mgławicami otaczającymi byłe supernowe. Ponieważ
energia fal radiowych pobierana jest w tym mechanizmie od szybkich cząstek (z
zapasu ich energii kinetycznej), temperatura "zwykłego"' gazu międzygwiazdowego
jest tym razem zupełnie nieistotna i dlatego promieniowanie to możemy nazwać
nietermicznym.
Aby cząstki
promieniowania kosmicznego wysyłały promieniowanie radiowe o zgodnym z
obserwacjami natężeniu, ich energia musi być niezmiernie wielka (109
eV i więcej). Opisując ruch takich cząstek trzeba brać pod uwagę efekty
przewidywane przez teorię względności (stąd nazwa „c z ą s t k i
r e l a t y w i s t y c z n e”). W promieniowaniu kosmicznym oprócz
wspomnianych wyżej jąder atomowych występują również wysokoenergetyczne
elektrony. Ich udział w produkowaniu fal radiowych jest nawet większy od
udziału szybkich jąder atomowych.
Jeśli elektrony
relatywistyczne o energiach 109-1012 eV emitują w polu
magnetycznym Galaktyki fale radiowe, to cząstki o energiach większych mogą
emitować fale elektromagnetyczne widzialne, czyli zwykłe fale świetlne.
Jednakże gęstość tych najbardziej energetycznych cząstek w Galaktyce jest
tak znikomo mała, że owo świecenie optyczne jest zupełnie niedostrzegalne,
ale też z pewnymi wyjątkami. Należy do nich np. słynna mgławica Krab
-pozostałość po wybuchu gwiazdy supernowej, datowanej według starych kronik
chińskich na rok 1054 n.e. Mgławica ta charakteryzuje się skomplikowanym
systemem włókien gazowych, które upodabniają ją nieco do kraba. Otóż
owe włókna gazowe emitują silnie spolaryzowane światło widzialne.
Polaryzacja jest tak duża, że nie może być mowy 0 tym, aby była ona wywołana
przez oddziaływanie światła z cząstkami pyłu na drodze między obserwatorem
i mgławicą. Światło musi już być spolaryzowane w momencie opuszczania włókna.
Polaryzację tę także pięknie tłumaczy teoria Szkłowskiego.
Promieniowanie wysyłane przez bardzo szybkie cząstki krążące w polu
magnetycznym jest zawsze spolaryzowane, i to silnie.
Od momentu wybuchu
supernowej upłynęło niespełna 1000 lat, mgławica jest więc jeszcze
bardzo młoda (w skali astronomicznej) i zawiera prawdopodobnie dużo cząstek
relatywistycznych, wyprodukowanych bezpośrednio podczas wybuchu lub później
przez szybko wirującą gwiazdę neutronową (por. ustęp o pulsarach), będącą
– być może - resztką pozostałą po eksplodującej gwieździe. Cząstki
te mogą wysyłać nie tylko promieniowanie radiowe, ale i widzialne -silnie
spolaryzowane. Tak więc owo tajemnicze spolaryzowane świecenie włókien
gazowych mgławicy jest niczym innym jak świeceniem wysokoenergetycznych
elektronów, krążących w polu magnetycznym włókna. Tak więc teoria Szkłowskiego,
opracowana początkowo w celu wytłumaczenia radiowego promieniowania źródeł
"nietermicznych" , znajduje efektowne potwierdzenie również dzięki
obserwacjom z zupełnie innego (optycznego) zakresu fal elektromagnetycznych.
Jest to równocześnie dodatkowy argument za istnieniem pól magnetycznych w mgławicach
gazowych.
Zaczniemy od krótkiego
omówienia obserwacji p r o m i e n i o w a n i a k o s m i c z n e g o, które przez wiele lat były
podejmowane raczej przez fizyków niż astronomów. Fizycy zajmujący się
badaniem cząstek elementarnych traktowali promienie kosmiczne jako naturalne
źródło cząstek o olbrzymich energiach. Wraz z pojawieniem się akceleratorów
I pozwalających na otrzymywanie kontrolowanych strumieni szybkich
cząstek, promieniowanie kosmiczne stało się mniej interesujące dla fizyków
, natomiast wzrosło zainteresowanie tym promieniowaniem wśród astrofizyków
zajmujących się procesami wysokich energii, zachodzącymi -jak się niedawno
okazało -w wielu obiektach
astronomicznych. Zupełnie nowe możliwości obserwacji promieniowania
kosmicznego pojawiły się też wraz z rozwojem techniki rakietowej i
satelitarnej.
Promieniowanie
kosmiczne dobiega do nas z przestrzeni międzygwiazdowej w postaci roju bardzo
szybkich cząstek materii (głównie protonów). Cząstki te są obdarzone ładunkiem
elektrycznym, co sprawia, że w pobliżu Ziemi ich tor jest całkowicie określony
przez międzyplanetarne i ziemskie pole magnetyczne. Przy obserwacjach z powierzchni
Ziemi lub z niewielkiej wysokości ponad atmosferą kierunek, z którego
obserwujemy przybycie cząstki do urządzenia rejestrującego, w niewielkim
tylko stopniu zależy od kierunku lotu danej cząstki przez Układ Słoneczny.
Dlatego też znacznym udogodnieniem jest możliwość wyniesienia odbiornika
poza obszar, w którym bieg promieni kosmicznych jest silnie zakłócany przez
tzw. magnetosferę Ziemi.
Wraz z nowymi warunkami
obserwacyjnymi nastąpił również rozwój nowej techniki obserwacji.
Zasadniczymi urządzeniami stosowanymi dotychczas powszechnie do rejestracji
promieniowania kosmicznego były emulsje fotograficzne, komory pęcherzykowe i
liczniki Geigera-Müllera.
O emulsji
fotograficznej i komorach pęcherzykowych wiele już powiedziano. Są to urządzenia
użyteczne dla fizyka, ale z różnych względów znacznie mniej wygodne dla
astronoma. Niemniej jednak właśnie dzięki żmudnemu i starannemu badaniu śladów
cząstek promieniowania kosmicznego w blokach emulsji i w komorach Pęcherzykowych
fizykom udało się wyjaśnić naturę promieni kosmicznych, a także wykryć
wiele nowych cząstek elementarnych. Celem tych eksperymentów było uzyskiwanie
poszczególnych śladów i ich analiza, natomiast problem, skąd i w jakich
ilościach przybywają do nas cząstki tego promieniowania, nie leżał w sferze
bezpośredniego zainteresowania fizyków.
Innym przyrządem wciąż
powszechnie stosowanym w badaniach promieni kosmicznych jest l i c z n i k
G e i g e r a -M ü ll e r a. Zasadniczą jego częścią jest metalowa
rura wypełniona gazem o ciśnieniu rzędu
0,1 atm. Wewnątrz rury, wzdłuż jej podłużnej osi, przeciągnięty jest
drut, do którego przyłożony jest stały potencjał plus 1000-1500 V w
stosunku do obudowy. Wytworzenie wewnątrz rury nawet jednej pary jonów wywołuje
krótkotrwałe wyładowanie lawinowe, które możemy rejestrować w postaci
impulsu "na wyjściu" licznika. Liczniki Geigera-Müllera pracują w
zasadzie w sposób ciągły, tzn. po upływie bardzo krótkiego czasu,
koniecznego do rozwinięcia się i zaniku wyładowania lawinowego, licznik
powraca do stanu wyjściowego i jest gotowy do rejestracji następnych cząstek.
Pojedynczy licznik wystawiony na działanie promieniowania kosmicznego będzie
więc zliczał wszystkie szybkie cząstki, które przeszły przez wnętrze rury.
(Oczywiście wydajność licznika nie jest stuprocentowa; należy zawsze liczyć
się z możliwością, że cząstka przejdzie przez licznik nie wytwarzając
na swej drodze ani jednej pary jonów albo że dwie lub więcej cząstek
wbiegnie do licznika w odstępach czasu krótszych niż czas konieczny do wygaśnięcia
wyładowania spowodowanego przez pierwszą cząstkę). Za pomocą jednego
licznika nie możemy uzyskać żadnych informacji o rozkładzie kierunków
obserwowanych cząstek. " Teleskop" do obserwacji promieniowania
kosmicznego musi składać się z co najmniej dwu liczników połączonych w układ
koincydencyjny.
Na dokładniejsze określenie
kierunku i energii cząstek promieniowania kosmicznego pozwala urządzenie
zastosowane już z powodzeniem do rejestracji kosmicznych protonów i cząstek
alfa, umieszczone na pokładzie jednego z serii tzw. Orbitalnych Obserwatoriów
Słonecznych (OSO). Zasada działania tego "teleskopu" jest identyczna
jak w przypadku teleskopu gamma (i przyrząd ten był zastosowany również do
obserwacji tego promieniowania). Jedyna różnica polega na dodaniu przed
wlotem do przyrządu dodatkowego scyntylatora, który ujawnia przelot cząstki,
a nie reaguje na przelot kwantu gamma. Zastosowanie urządzenia wybierającego
tylko impulsy o określonej wielkości pozwala również na uzyskiwanie widma
energetycznego rejestrowanych cząstek.
Jak pamiętamy, korona
słoneczna jest źródłem tzw. w i a t r u s ł o n e c z n e g o, czyli
strumieni .gorącego, zjonizowanego gazu. Istnienie tego promieniowania
podejrzewano już od pierwszych dziesiątków lat naszego wieku, jednak pierwsze
bezpośrednie pomiary zostały wykonane dopiero w roku 1959.
Cząstki wiatru słonecznego, głównie protony i elektrony, nie docierają
do powierzchni Ziemi. Nieprzebytą barierą jest dla nich pole magnetyczne
otaczające Ziemię. By móc obserwować wiatr słoneczny w jego pierwotnej
postaci, trzeba wynieść instrument pomiarowy co najmniej na odległość 15
promieni ziemskich. Pierwsze satelity, które wybiegały tak daleko w przestrzeń
międzyplanetarną, były wyposażone w odpowiednie przyrządy pomiarowe i
potwierdziły poprzednie przypuszczenia. Ponieważ w pierwszych eksperymentach
chodziło tylko o stwierdzenie, czy promieniowanie takie istnieje, do pomiarów
posłużyły zwykłe liczniki Geigera-Müllera. Następnym krokiem było
zastosowanie tzw. s p e k t r o m e t r u p
l a z m o we g o, który pozwolił na uzyskanie znacznie większej ilości
informacji. Schemat tego urządzenia jest przedstawiony na rysunku.
Zasada jego działania jest prosta. Przy danej różnicy potencjałów na
płytkach odchylających, do kolektora ładunków trafią tylko te cząstki, które
przybiegną z kierunku zaznaczonego strzałką i dla których stosunek Ele,
energii kinetycznej do ładunku, będzie miał określoną wartość. Całkowita
ilość ładunku zebranego na kolektorze w jednostce czasu jest wprost proporcjonalna
do wartości strumienia (iloczynu przestrzennej gęstości cząstek i prędkości)
cząstek o danym stosunku E/e. Zmieniając
odpowiednio napięcie między płytkami, możemy wybierać cząstki o coraz to
innych wartościach tego stosunku, uzyskując w ten sposób całe energetyczne
widmo cząstek strumienia. Biorąc pod uwagę, że rejestrowane cząstki -to
przede wszystkim protony, możemy z tego widma odczytać systematyczną prędkość
wiatru słonecznego (z położenia maksimum), jego temperaturę (z szerokości
maksimum) oraz średnią gęstość (z podzielenia całkowitego strumienia cząstek
przez prędkość ruchu). Już pierwsze pomiary wykazały, że wiatr słoneczny
"wieje" w sposób nieregularny; średnia prędkość strumienia
zmienia się od 300 do 700 km/s, gęstość przestrzenna od 1 do 100 protonów/cm3,
temperatura waha się wokół wartości 105K.
Wszystkie wytworzone w
zderzeniach i pojawiające się z rozpadów cząstki nazywa się cząstkami wtórnymi
promieniowania kosmicznego; składają się one głównie z mezonów, mionów,
elektronów i protonów.
W
strumieniu pierwotnych promieni kosmicznych najwięcej jest protonów - prawie
86%, następnie cząstek α - ok. 12%, pozostałość to jądra cięższych
pierwiastków o liczbie ładunkowej Z = 3.
Poniżej
podano skład chemiczny promieniowania kosmicznego docierającego do granic
atmosfery ziemskiej, określony przy różnych wartościach progowych energii
kinetycznych Ek = 2,5 GeV i Ek = 4,5 GeV. Oraz przedstawiono porównanie
rozprzestrzenienia pierwiastków w Słonecznym Układzie Planetarnym z częstością
ich występowania w promieniach kosmicznych.
Składowa |
Z |
Strumień
[jądra · m-2 · sr-1] |
Względne
rozpowszechnienie w Kosmosie w % |
|
|
|
Ek=2,5 |
Ek=4,5 |
|
p L M H VH SH e |
1 2 3-5 6-9 10 20 30 1 |
1300 94 2,0 6,7 2,0 0,5 10-4 13 |
610,0±30 90,0 ± 20 2,0±0,2 5,6±0,2 1,4±0,2 0,4±0,2 - - |
100 15 5,7 · 10-7 0,15 0,014 0,00071 - - |
Skład chemiczny jąder atomowych w pierwotnym promieniowaniu
kosmicznym, o energiach Ek =2,5 GeV/nukleon i Ek >= 4,5
GeV/nukleon. Zestawiono na podstawie danych z cytowanych prac
Porównanie składu
chemicznego promieni kosmicznych P.K. z rozpowszechnieniem pierwiastków w Słonecznym
Układzie Planetarnym S.U.P.; adaptowano z pracy M. Shapiro i R. Silberberga: UW
- względny udział, rozkłady unormowano przy liczbie ładunkowej Z = 6
Wkład elektronów do całkowitej intensywności promieni
kosmicznych wynosi ok. 1%. Wśród elektronów jest ok. 10% pozytonów. Dane o
elektronach odnoszą się do zakresów energii do 1012 eV. Widmo
energetyczne elektronów jest silnie modulowane w obszarze niskich energii.
Jednym
z pierwszych obiektów, który można było potraktować jako źródło promieni
kosmicznych, jest Słońce i podobne mu gwiazdy. Chociaż energie emitowanych
przez takie gwiazdy cząstek nie są wielkie - takie, jakie napotyka się w
pierwotnym promieniowaniu - to można założyć, że istnieją mechanizmy
przyspieszania cząstek w przestrzeni międzygwiazdowej. Jednak, dokładniejsza
analiza wydajności energetycznej gwiazd składnia do odrzucenia Słońca i
gwiazd mu podobnych jako istotnych źródeł promieniowania. Ocenę wydajności
energetycznej gwiazd w Galaktyce P9G przeprowadza się w sposób następujący:
Gęstość
energii promieniowania kosmicznego w Galaktyce εpkG wynosi ok. 1
eV/cm3, tj. ok. 10-19 J/cm3.
Galaktykę traktuje się jako sferę o promieniu RG=4•1022 cm i objętości
VG = 4•1068 cm3. Energia promieniowania kosmicznego w
Galaktyce WpkG = εpkG
• VG= 8•1049 J.
W celu określenia mocy źródeł promieni
kosmicznych w Galaktyce PpkG trzeba ocenić czas życia promieni wyemitowanych przez
źródła - od tego czasu zależy czas gromadzenia promieni w Galaktyce. Czas życia
określa się albo przez określenie wyjścia cząstek z Galaktyki, albo przez
ich pochłanianie w zderzeniach niesprężystych w ośrodku. Zasadniczą rolę
odgrywa w tym przypadku ośrodek międzygwiazdowy. Znając średnią drogę
swobodną dla pochłaniania cząstki w ośrodku, w wyniku zajścia danej
reakcji, oraz gęstość ośrodka międzygwiazdowego, można ocenić czas życia
promieni kosmicznych - w jakim czasie są pochłaniane protony zawarte w tych
promieniach. Oceny tego czasu życia można dokonać i na podstawie danych doświadczalnych
o udziale jąder grupy L w pierwotnym promieniowaniu.
Obserwowana
w pierwotnym promieniowaniu kosmicznym ilość jąder grupy L wskazuje, że
promienie kosmiczne przebywają drogę I = 5 g/cm2 zanim dotrą do
Ziemi. Przy gęstości materii międzygwiazdowej ρ = 10-26 g/cm3
i przy prędkości ruchu cząstek bliskiej prędkości światła c czas życia
cząstek w Galaktyce wynosi TpkG = I/(ρ •c) = 1,5•1016
s = 5•108 lat.
Ponieważ natężenie promieni kosmicznych wykazuje wielką
stabilność, to z danych o czasie życia TpkG i o całkowitej
energii promieni w Galaktyce WpkG można określić moc: PpkG= WpkG/
TpkG=1O33 J/S
Słońce jest typową gwiazdą o mocy PpkS
= 1016 J/s. W Galaktyce jest NgG= 1011 gwiazd
typu Słońca. Sumaryczna ich moc: PΣgG
= NgG PpkS =
1027 J/s
Znaczna różnica między wartościami wydajności
energetycznej wszystkich gwiazd w Galaktyce PΣgG
i obserwowaną wydajnością promieniowania kosmicznego w niej PpkS skłania do stwierdzenia, że tych gwiazd nie można
potraktować jako jedynych źródeł promieniowania kosmicznego w Galaktyce.
Wielu zajmujących się problemem pochodzenia promieni kosmicznych odrzuca
aktywność gwiazd typu Słońca
jako źródła tego promieniowania. Jednak, ponieważ procesy w gwiazdach nie
są poznane wystarczająco dokładnie, wielu jeszcze jest i zwolenników
traktowania typowych gwiazd jako źródła promieniowania kosmicznego. Okazało
się, że znacznie łatwiej jednak znaleźć inne źródła -- w procesach
wybuchów gwiazd super nowych.
Jak
wiadomo z obserwacji, średnio jedna supernowa zdarza się w Galaktyce co
30-50 lat i przy wybuchu wyzwala się energia rzędu 1O43-1044
J. Takie eksplozje mogą powodować pozostawianie strumienia promieni
kosmicznych w Galaktyce w stanie stacjonarnym z zawartością energii ok. 1049
J. Tego rodzaju przypływ energii z takich źródeł może być dostatecznie
duży, aby wytworzyć równowagę między cząstkami dopływającymi ze źródeł
i cząstkami opuszczającymi Galaktykę lub doznającymi strat energii w
procesach oddziaływań z ośrodkiem międzygwiazdowym.
Gwiazdy nowe mogą wytwarzać
promieniowanie kosmiczne w podobnym procesie, jak supernowe, ale energia
wyzwalana w tych obiektach wynosi tylko ok. 10-4 energii wyzwalanej
przy eksplozji supernowej. Nowe jednak pojawiają się znacznie częściej niż
supernowe - ok. 100 w ciągu roku -- mogą więc wnosić zauważalny wkład do
promieni kosmicznych.
Podczas ewolucji gwiazdy neutronowej
elektryczna przewodność materii gwiazdowej pozostaje dostatecznie wielka,
aby podtrzymać jej pierwotne pole magnetyczne. To podtrzymywanie strumienia
magnetycznego prowadzi do powstawania intensywnych pól powierzchniowych osiągających
109 T. Tak silne pola magnetyczne H indukują odpowiednio silne
pola elektryczne w których mogą być przyspieszane cząstki promieniowania
kosmicznego. Na przykład, w przypadku pulsara w Mgławicy Krab pola
elektryczne oceniono na 1010=E=1012 V cm-1, w
których cząstki mogą być przyspieszane do energii napotykanych w
promieniach kosmicznych - poprzez przyspieszanie liniowe.
Możliwy
jest i inny mechanizm przyspieszania - obracający się pulsar wytwarza
intensywne promieniowanie elektromagnetyczne w zakresie niskich częstotliwości,
unoszące ogromną porcję energii; ocenione, że w pulsarze Kraba wynosi ona
ok. 1031 J s-1. Cząstki promieni kosmicznych mogą
"podłączać" się do takich fal i uzyskiwać w ten sposób
energie bliskie maksymalnym występującym w promieniach kosmicznych - rzędu
1021 eV.
Możliwość
uzyskiwania cząstek o najwyższych energiach w opisany sposób pozostawia
jednak wiele problemów nie rozwiązanych. Jaki jest wpływ na taki mechanizm
przyspieszania gęstej magnetosfery pulsara wytwarzanej przez wypychanie cząstek
naładowanych z jego powierzchni poprzez silne pole elektryczne? Jak przy
takim mechanizmie wytłumaczyć kształt widma energetycznego pierwotnych
promieni kosmicznych? Jak wyjaśnić skład chemiczny tego promieniowania? Czy
mogą pojawiać się w takim mechanizmie cząstki o energiach poniżej 1011
eV? Czy ilość pulsarów w Galaktyce zapewni istnienie obserwowanego
strumienia promieni kosmicznych?
Rozważmy
w przybliżeniu proces pojawiania się pól o dużych natężeniach w pulsarach.
Załóżmy, że początkowy promień gwiazdy neutronowej jest rj,
a promień końcowy rf,
a odpowiednie pola magnetyczne są Hi i Hf. Ma miejsce relacja między polami H i
promieniami r: Hfrf2=Hjrj2.
W
przybliżeniu Hf = 1010 Hj.
Obserwacje pulsarów dają 0,033«P«3,140 i
4•10-13«P«10-16. Obliczenia momentów bezwładności
dla gwiazd neutronowych dają wartości 5•1043« I« 1045
g•cm2. Prowadzi to do natężeń pól magnetycznych 107
« HS « 109 T.
Istnieją w Galaktyce obiekty zwane
magnetycznymi gwiazdami A o powierzchniowych polach magnetycznych rzędu
ponad 0,1 T - jak to można stwierdzić na podstawie obserwacji
rozszczepienia zeemanowskiego linii absorpcyjnych w dochodzącym do Ziemi od
nich promieniowaniu.
Ruch
obrotowy takich gwiazd powoduje przyspieszanie - w ich polach magnetycznych
-- cząstek promieni kosmicznych, podobnie jak w pulsarach. Maksymalna energia
uzyskiwana przy takim przyspieszaniu wynosi ok. 1010 eV.
Gwiazdy
magnetyczne A mogą więc częściowo przyczyniać się do wytwarzania
promieni kosmicznych w zakresie energii niskich - mniejszych niż 1010
eV.
Istnieje wiele gwiazd typu białych
karłów, szeroko rozsypanych po Galaktyce. Jeżeli obiekty te stanowią
wczesne stadia pulsarów i ich pola magnetyczne są dostatecznie silne, to
mogą one wnosić wkład do promieniowania kosmicznego w zakresie niższych
energii - podobnie jak gwiazdy magnetyczne A. Ponieważ takich źródeł jest
dostatecznie dużo, ich udział w niskoenergetycznej składowej promieniowania
kosmicznego może być zauważalny.
Jądro Galaktyki jest traktowane jako źródło
biorące aktywny udział w tworzeniu promieniowania kosmicznego, w procesach
podobnych do tych, jakie zachodzą przy wybuchach supernowych. Jako
argumentację na rzecz takiego poglądu przytacza się dane z obserwacji
wzmożonego promieniowania -- w niektórych zakresach częstotliwości - z
obszarów centralnych Galaktyki, w porównaniu z innymi jej obszarami.
Ponadto, istnieją dowody na to, że na wielką skalę zachodzi wyrzucanie
materii z jądra Galaktyki. Sądzi się, że jeśli eksplozje w jądrze
powtarzają się z okresem rzędu 107 lat, to jest możliwe
wytwarzanie tam promieni kosmicznych z mocą ok. 1033
J/s.
Na podstawie obecnej wiedzy o
promieniowaniu kosmicznym wytwarzanym przez obiekty w Galaktyce trudno nie sądzić,
że i inne galaktyki są źródłami takiego promieniowania. Dochodzące do
Ziemi promieniowanie elektromagnetyczne z Galaktyki traktuje się jako wskaźnik
zawartości w niej cząstek promieni kosmicznych. Istnienie innych
radiogalaktyk należy więc traktować jako wskazówkę, że galaktyki są
silnymi źródłami promieni kosmicznych. Jest wielce prawdopodobne, że
promienie kosmiczne są wstrzykiwane do przestrzeni międzygalaktycznej z różnych
źródeł: normalnych galaktyk, radiogalaktyk, kwazarów. Źródła takie
produkują energię w postaci promieniowania synchrotronowego osiągającą
ok. 1036 J/s - ok. 105 razy więcej niż w Galaktyce.
Należy więc skłonić się do tego, że promieniowanie kosmiczne jest
zjawiskiem uniwersalnym - gęstość energii zawartej w promieniach
kosmicznych jest w przybliżeniu stała na całej przestrzeni Wszechświata.
Aby gęstość energii promieniowania kosmicznego była ok. 1 eV/cm3
zarówno wewnątrz, jak i zewnątrz Galaktyki, moc źródeł musi wynosić ok.
5•1023 J/(cm3•s), jeśli straty nie są brane pod
uwagę; znaczy to, że każde ze źródeł powinno wnosić średnio 1042
J/s do wytwarzania cząstek relatywistycznych - ok. 100 razy mniej niż
energia wnoszona przy emisji promieniowania elektromagnetycznego. W ramach
modelu uniwersalnego napotyka się trudności przy próbach wyjaśnienia tak
wielkich wkładów energetycznych.
Niektórzy
z zajmujących się zagadnieniami pochodzenia promieni kosmicznych sądzą, że
cząstki promieniowania o energiach wyższych niż 1017 eV są
pochodzenia pozagalaktycznego. Jak już napisano wcześniej, protony o
energiach 6•1017 eV, przelatując w magnetycznym polu
galaktycznym 5•10-10 T, podążają po orbitach kołowych o
promieniu larmorowskim rzędu 6•1020 cm, prostopadłych do
wektora pola. Taki promień larmorowski jest porównywalny z rozmiarami Drogi
Mlecznej, więc protony powyżej 1017 eV nie mogą się gromadzić
w polu Galaktyki. Ponadto, protony o tak wielkich energiach wytworzone w
Galaktyce powinny wykazywać widoczną anizotropię wskazującą na źródła
odpowiedniego przyspieszania; anizotropii nie obserwuje się, jeśli wysnuwać
wniosek na podstawie ubogiej dotychczas statystyki danych obserwacyjnych.
W
świetle wyników tych rozważań często stosuje się dwuskładnikowy model
promieniowania kosmicznego w Galaktyce: w obszarze energii E=10-17
eV dominuje promieniowanie pochodzenia galaktycznego, a w zakresie energii
E=1017 eV przeważa wkład od składowej pozagalaktycznej.
Docierające z przestrzeni kosmicznej do
Ziemi promieniowanie oddziałuje z ziemskim polem magnetycznym i ątmosferą.
W wyniku oddziaływań zdarzają się procesy - odpowiednio do rodzaju występujących
oddziaływań.
Poniżej
opisano wyniki badań doświadczalnych promieniowania kosmicznego prowadzonych
na Ziemi i poza nią. W eksperymentach i obserwacjach naziemnych istotne
znaczenie dla poznania właściwości badanego promieniowania mają jego
obserwacje na różnych wysokościach w atmosferze.
Jedną z ważniejszych charakterystyk
promieniowania kosmicznego jest jego natężenie. Natężenie to ulega
istotnym zmianom z wysokością nad poziomem morza i z głębokością poniżej
tego poziomu.
Najogólniejszą
charakterystyką promieniowania kosmicznego jest zależność jego natężenia
od głębokości w atmosferze - od ciśnienia atmosferycznego. Charakterystyki
takie zaczęto sporządzać w końcu lat dwudziestych i początku lat
trzydziestych naszego stulecia, przedstawiając je w dwóch możliwych
wariantach:
1. Określano zależność od głębokości
w atmosferze lub od wysokości nad poziomem morza, całkowitego natężenia
promieniowania kosmicznego dochodzącego do przyrządu pomiarowego ze
wszystkich kierunków. .
2. Określano zależność od
wysokości nad poziomem morza liczby cząstek promieniowania kosmicznego
docierającego do przyrządu pomiarowego z kierunków zawartych w jednostkowym
kącie bryłowym na jednostkę powierzchni, w jednostce czasu.
W pierwszym wariancie stosowano do pomiarów natężenia
pojedyncze komory jonizacyjne lub pojedyncze liczniki Geigera-Mllera; w drugim
używano teleskopu z dwóch lub kilku liczników usytuowanych równolegle względem
siebie jeden nad drugim i pracujących w koincydencji. Odpowiednio do tych układów
pomiarowych, wynoszonych wysoko nad poziom morza za pomocą sond balonowych
lub na rakietach, uzyskiwano informację o całkowitym -- lub globalnym --
natężeniu i o składowej pionowej natężenia promieniowania na różnych głębokościach
w atmosferze.
Jednymi
z pierwszych danych dotyczących zależności globalnego promieniowania
kosmicznego od wysokości nad poziomem morza, osiągającej prawie 150 km, są
wyniki dostarczone przez pojedynczy licznik Geigera-Müllera wyniesiony na
rakiecie V2 nad szerokością geograficzną północną wynoszącą 41° w dn.
27 maja 1948 r.
Zależność
szybkości zliczeń - liczby impulsów n na sekundę pojedynczego licznika
Geigera-Mullera od wysokości h km n.p.m.; rakietę V2 niosącą licznik
wypuszczono na szerokości północnej 41°. Według danych z pracy A.V.
Gangnesa, J.F. Jenkinsa Jr., J. Van Allena
Zależność
wysokościowa globalnego natężenia wykazuje następujące właściwości:
a) poza granicami atmosfery średnie natężenie promieniowania kosmicznego
jest stałe, wynoszące ok. 0,14 cząstek•cm-2 •sr-1•s-1,
dla cząstek o energii większej od 2,5•10-9 eV/nukleon; b) początkowo
natężenie wzrasta z głębokością w atmosferze, do wartości maksymalnej
przy wysokości 20-22 km n.p.m., tj. przy ok. 100 g•cm-2; przy
ok. 20 km n.p.m. występuje spadek natężenia aż do wartości ok. 50 razy
mniejszej na poziomie morza od wartości maksymalnej; największa wartość
nosi nazwę maksimum Pfotzera, ponieważ on pierwszy wykrył to maksimum,
wynosi ona około 0,28 cząstek•cm-2 •sr-1•s-1.
Dokładniejsze dane uzyskano następnie po ok. 10 latach:
Zależność
wertykalnego natężenia promieniowania kosmicznego Iw cząstek•cm-2 •min-1•sr-1
od wysokości h km n.p.m.; wg danych z rozprawy doktorskiej L.T.
Baradzeja.
Z
przytoczonych danych można wywnioskować, że maksimum natężenia promieniowania
kosmicznego w kierunku pionowym występuje na wysokości ok. 15 km przy ciśnieniu
ok. 110 g•cm-2 , wynosi ono 0,45 cząstek•cm-2 •sr-1•s-1.
Natężenie w maksimum jest ok. 3 razy większe niż poza granicami atmosfery
i ok. 30 razy większe niż na poziomie morza.
Krzywe
zmian natężenia promieniowania globalnego i jego składowej pionowej z głębokością
w atmosferze różnią się istotnie. Maksimum natężenia globalnego znajduje
się wyżej nad poziomem morza niż maksimum natężenia w kierunku pionowym.
Różnice ta są zrozumiałe jakościowo - cząstki przybywające do danego
miejsca z różnych kierunków przenikają grubsze warstwy atmosfery jak cząstki
przychodzące tam pionowo; w pierwszym przypadku cząstki rozmnażają się
silniej niż w drugim i maksimum natężenia ustala się wyżej niż w
przypadku drugim.
Stosunek
między zmianami wysokościowymi natężenia promieniowania kosmicznego
globalnego i pionowego analizował ilościowo H. Gross, uzyskując następujący
związek:
między
zależnością V(x) natężenia promieniowania w kierunku pionowym od grubości
x warstwy atmosfery, licząc od jej granicy, i zależnością g(x) natężenia
globalnego odniesioną do jednostki kąta bryłowego. Za pomocą tej formuły
natężenie pionowe jest określane przez natężenie globalne i odwrotnie.
Formułę wyprowadzono przy założeniu, że promieniowanie kosmiczne pada
izotropowo na granicę atmosfery, a trajektorie cząstek nie są zakłócane
przez ziemskie pole magnetyczne.
Pomiary
natężenia promieniowania kosmicznego pod powierzchnią gruntów i powierzchnią
wody w zbiornikach wodnych zaczęto wykonywać w 1925 r.; R.A. Millikan wraz
ze współpracownikami wykonał serię obserwacji i pomiarów za pomocą komór
jonizacyjnych pogrążonych w wodzie pokrytego lodem jeziora. Zaobserwowano
wówczas, że jeszcze na głębokości ok. 80 m w wodzie jest prąd w komorze
jonizacyjnej, wykazuje on zmniejszanie się z głębokością zanurzenia.
Następnie, w badaniach wykonanych przez E. Regenera, W. Kohlhörstera, A.
Ehmerta, J. Claya, V.C. Wilsona, Y. Miyazaki za pomocą komór i liczników
pracujących na różnych głębokościach w wodzie i w kopalniach rozszerzono
zakres głębokości; na głębokości ok. 3000 m natężenie promieniowania
wynosi ok. 3•10-6 natężenia
na poziomie morza. Wyniki pomiarów przedstawiono na rysunku, na podstawie
wyników badań uzyskanych w wielu pracach.
Układ liczników w eksperymencie
przeznaczonym do określania zdolności przenikania promieni kosmicznych
przez materiały. Liczniki Geigera-Müllera 1, 2, 3 zamontowano w bloku ołowiu
Pb osiami w płaszczyźnie prostopadłej do płaszczyzny rysunku
Intensywność I promieni
kosmicznych na głębokości h pod powierzchnią ziemi wyrażonej w metrach
równoważnika wody; na podstawie pomiarów wielu autorów.
Dużą
przenikliwość cząstek promieniowania kosmicznego przez grube warstwy
materiałów pokazał B. Rossi . Posługiwał się on prostym hodoskopem
zawierającym trzy równolegle leżące w płaszczyźnie pionowej liczniki
Geigera-Müllera; odległość między skrajnymi licznikami wynosiła 100 cm
(jak na powyższym rysunku); liczniki 1-2-3 były umieszczone w bloku ołowianym
i połączone w układzie koincydencyjnym. Aparatura rejestrowała znaczną
liczbę koincydencji. Jeśli zaś usunięto licznik 2 poza granice kąta bryłowego
wyznaczonego licznikami 1-3, to liczba koincydencji zmniejszyła się
wielokrotnie. Można było z tego wywnioskować, że zasadnicza część
koincydencji była spowodowana pojedynczymi cząstkami naładowanymi przenikającymi
warstwę 100 cm ołowiu. Ponieważ wiadomo, że cząstka relatywistyczna traci
ok. 1 MeV energii przy przenikaniu 1g•cm-2 ołowiu, to cząstki
przenikające przez teleskop powinny mieć energię ponad 108 eV.
Poszukiwania
składowych promieniowania kosmicznego o różnych przenikliwościach
prowadzono za pomocą prostego układu koincydencyjnego złożonego z dwóch
liczników tworzących hodoskop, przedzielonych warstwą ołowiu o zmiennej
grubości d (rysunek poniżej). Przy zwiększaniu d od 0 do ok. 15 cm liczba
koincydencji zmniejszała się stosunkowo szybko, a przy dalszym zwiększaniu
grubości warstw ołowiu liczba koincydencji spadała istotnie wolniej. Współczynnik
pochłaniania promieniowania znacznie zmalał i jeszcze dalsze zwiększanie
grubości warstwy ołowiu prowadziło tylko do nieznacznego zmniejszania się
liczby koincydencji.
Na
podstawie tego eksperymentu naturalne jest rozdzielenie promieniowania
kosmicznego na dwie składowe - miękką, pochłanianą w warstwie ołowiu o
grubości ok. 15 cm - i twardą, przenikającą przez warstwy ołowiu grubsze
ok. 15 cm. Stwierdzono, że stosunek natężeń obu składowych zależy od
wysokości miejsca obserwacji nad poziomem morza. Na poziomie morza miękka
składowa stanowi ok. 1/3 a twarda 2/3 całkowitego natężenia
promieniowania. Z postępem w badaniach okazało się, że to rozdzielenie
fenomenologiczne ma głęboki sens i jest związane z naturą cząstek
promieniowania. Na poziomie morza i na niewielkich wysokościach nad nim składowa
miękka zawiera głównie elektrony -- negatony i pozytony oraz fotony, składowa
twarda zawiera głównie cząstki o masach większych, praktycznie nie tracących
energii na promieniowanie hamowania - protony, mezony, miony; na poziomie
morza istotnie przeważają miony.
Promieniowanie
obserwowane poza granicami atmosfery - zwane pierwotnym promieniowaniem
kosmicznych - zawiera głównie protony, cząstki a i cięższe jądra atomów,
obecne są w nim i elektrony. Wkład każdej z tych składowych jest tu inny
niż w głębokich warstwach atmosfery. Względny wkład tych składowych do
całkowitego strumienia zależy od wielu czynników, takich jak energia
kinetyczna cząstek i ich ładunek, szerokość geomagnetyczna miejsca
obserwacji -- w zakresie energii mniejszej od określonej - powyżej której
pole magnetyczne ziemskie nie zakłóca trajektorii cząstek, aktywności słonecznej.
Różne
charakterystyki natężenia i składu promieniowania kosmicznego na granicy
atmosfery i na różnych w niej głębokościach wskazują na to, że występuje
intensywne oddziaływanie promieniowania kosmicznego na atmosferę. Niżej
opisano to oddziaływanie i towarzyszące mu różne procesy. Do chwili, gdy
nie były znane dokładnie dane o promieniowaniu pierwotnym i o oddziaływaniu
różnych cząstek z nukleonami i jądrami atomów, poznawanie tych zjawisk
stanowiło całą epopeję w fizyce promieniowania kosmicznego. Obecnie
problemy te są wyjaśnione w zasadzie i faktycznie sprowadzają się do
procesu zachodzącego przy przenikaniu cząstki przez ośrodek -- w większości
dokładnie zbadanego w eksperymentach prowadzonych na akceleratorach.
Rozporządzając
danymi o gęstości i składzie chemicznym atmosfery zależnie od wysokości
nad poziomem morza, i informacją o kompozycji promieniowania pierwotnego,
jego natężeniu i widmie energetycznym i kątowym, można w zasadzie określić
charakterystyki promieniowania kosmicznego w atmosferze na różnych wysokościach.
Pole
magnetyczne Ziemi też wpływa na intensywność promieniowania docierającego
do granic atmosfery - powoduje zmniejszanie się jej ze wzrostem szerokości
geomagnetycznej.
Modulacja
polem natężenia cząstek słabnie ze wzrostem ich energii, dla cząstek o
energiach kinetycznych Ek=1012
eV nie ma już prawie modulacji. Prawda, ze wzrostem Ek zmniejsza się istotnie natężenie
promieniowania.
Natężenie
promieniowania przy Ek=2,5•109
eV/nukleon wynosi 0,14 cząstek na cm2•s•sr; przy Ek
= 1015 eV/nukleon wynosi ono ok. 5•10-10 cząstek na
cm2•s•sr.
Charakterystyczna dla pierwotnego promieniowania
kosmicznego jest jego izotropia - dociera ono do Ziemi jednakowo intensywnie
ze wszystkich kierunków w danym punkcie poza atmosferą; jednorodność rozkładu
kierunków ruchu cząstek w przestrzeni jest bardzo duża.
Dane
o anizotropii galaktycznego promieniowania kosmicznego można uzyskać z
pomiarów poza granicami atmosfery, tylko dla cząstek o energiach
kinetycznych nie mniejszych od 500-1000 GeV, bo ruch cząstek o mniejszych
energiach jest silnie skażony polem magnetycznym Układu Słonecznego. W całym
tym zakresie najwyższych obserwowanych energii nie znaleziono wyraźnej
anizotropii; w zakresie energii do ok. 1014 eV mierzona anizotropia
jest mniejsza od ok. 0,5%, wzrastając do około 3% przy energii ok. 3•1017
eV.
Cząstki
promieniowania kosmicznego działając na organizmy, powodują zmiany w ich
komórkach --- analogicznie, jak produkty rozpadów źródeł radioaktywnych.
Na poziomie mórz -- aż do wysokości gór - porcje promieniowania działającego
na obiekty - dawki promieniowania kosmicznego - są małe w porównaniu z
dawkami lub dozami radioaktywności ośrodka, ale rosną one szybko z wysokością
- z powodu wzrostu natężenia promieni kosmicznych. Zmiany strumienia cząstek
promieniowania i strumieni różnych składowych z wysokością w atmosferze
pokazano na rysunku poniżej.
Zmiana z
wysokością h w km v atmosferze strumienia promieniowania kosmicznego I –
- sumy ilości
nukleonów, elektronów i mionów
Górne
warstwy atmosfery absorbują prawie zupełnie promieniowanie kosmiczne
towarzyszące rozbłyskom słonecznym; na wysokość ok. 10 km cięższe jądra
atomowe już prawie zupełnie nie docierają, gdyż uległy fragmentacji. Na
większych wysokościach - ok. 15 km - zawsze jednak jest zawarta istotna,
chociaż niewielka, porcja ciężkich jąder atomowych.
Wreszcie,
w otwartej przestrzeni -- praktycznie poza atmosferą ziemską - nie ma prawie
żadnego ekranowania przed promieniowaniem kosmicznym towarzyszącym rozbłyskom
słonecznym. Dawki promieniowania wzrastają szczególnie w obszarach pasów
radiacyjnych wokół Ziemi.
W
dobie natężonego transportu lotniczego w zakresie prędkości poddźwiękowych
-- odbywającego się na wysokościach nad poziomem morza wynoszących ok.
8-12 km - oraz transportu z prędkościami naddźwiękowymi - na wysokościach
od ok. 17 do ok. 23 km - oraz w związku z lotami statków kosmicznych udających
się w otwartą przestrzeń Układu Słonecznego następuje napromieniowanie
załóg i pasażerów. Powstaje problem, czy nie stanowi ono zagrożenia biologicznego.
Cząstki
z promieniowania kosmicznego przenikając poprzez ciała żywych istot,
powodują różne zmiany w ich komórkach: cząstki naładowane elektrycznie głównie
wzbudzają i jonizują atomy, z których komórki są zbudowane, a niekiedy
powodują zmiany w jądrach atomowych - wskutek wywołanych reakcji jądrowych;
najczęściej reakcje takie są inicjowane przez naładowane lub obojętne
elektrycznie hadrony. W procesie jonizacji z atomów są wyrywane elektrony,
zaś w reakcjach jądrowych jądra atomów ulegają destrukcji - przenikaniu
hadronów przez jądra towarzyszy emisja z jąder nukleonów i fragmentów jądrowych,
i zazwyczaj produkcja cząstek. W danej warstwie materii jest odkładana określona
energia bombardujących ją cząstek - zazwyczaj występują energetyczne
straty jonizacyjne cząstek naładowanych -- na skutek oddziaływań
elektromagnetycznych -- i podobne do tych strat energetyczne straty hadronów
- występujące na skutek silnych oddziaływań hadronów z materią wewnątrzjądrową.
Określonym
stratom energetycznym odpowiada określona dawka lub doza promieniowania
działającego na dowolny materiał, w tym i na ciało ludzkie. Zmiany
biologiczne w napromieniowanych organizmach są proporcjonalne do dawek i mocy
promieniowania.
Uszkodzenie
radiacyjne obiektu jest proporcjonalne do energii promieniowania w nim pochłoniętego,
a więc proporcjonalne do straty energii dE na jednostkę grubości dx
warstwy napromieniowanej; -dE/dx jest proporcjonalne do z2/v2,
gdzie z ładunek elektryczny, a v prędkość cząstki; uszkodzenie jest więc
proporcjonalne do kwadratu ładunku z cząstki i odwrotnie proporcjonalne do
jej prędkości.
Jednostki dawki promieniowania
definiuje się przez skutki wywołane przez nie w jednostce objętości lub
masy materii.
Przy
definiowaniu jednostki dawki promieniowania X lub gamma wzięto początkowo
pod uwagę jonizację wywołaną przez nie w materii. Tak określono jednostkę
zwaną rentgenem, r: 1 rentgen odpowiada dawce promieniowania X lub gamma,
które w 1 cm3 suchego powietrza - 0,001293 g w warunkach
normalnych - wytwarza poprzez jonizację ładunek elektryczny każdego znaku
równy jednej jednostce ładunku elektrostatycznego. Obecnie jednostkę dawki
określa się przez ilość energii promieniowania pochłoniętą w
jednostce objętości lub masy napromieniowanej materii.
Wprowadzono
nową jednostkę zwaną radem, rad - radiation
absorbed dose. 1 rad to dawka promieniowania odpowiadająca pochłanianiu
w 1 g materii energii promieniowania wynoszącej 10-5 J; 1 r =
0,88 rad. Dawce 1 r w 1 g tkanki miękkiej odpowiada 0,98·10-5 J.
Wprowadzono więc, dla scharakteryzowania oddziaływania dowolnego
promieniowania na tkankę, nową jednostkę dawki 1 rep - rentgen
equivalent physical - taką dawkę, której odpowiada absorpcja energii
dowolnego promieniowania wynosząca 0,98·10-5 J w 1 g tkanki miękkiej;
obecnie jednostka ta nie jest używana, zamiast niej używa się innej -- 1
rem. Rem jest jednostką biologiczną dawki promieniowania - rentgen
equivalent men - i odpowiada takiej dawce promieniowania jądrowego, która
zaabsorbowana przez ciało ludzkie wywołuje taki sam skutek biologiczny, jaki
w tym ciele wytwarza 1 rad promieniowania X o jonizacji właściwej równej
100 par jonów na 1 m drogi w wodzie; odpowiada to promieniowaniu X o
energii ok. 200 keV.
Wprowadza
się pojęcie toksyczności określonego typu cząstki; toksyczność wzrasta
z liniowym przekazem energii, LPE. Toksyczność cząstki jest tym większa,
im więcej par jonów produkuje ona na danym odcinku jej drogi w ciele. Jeśli
dwa różne rodzaje cząstek naładowanych wytwarzają te same dawki w radach,
to one mogą mieć różne radiotoksyczności, jeśli ich LPE są różne --
bo toksyczność zależy od rozkładu jonizacji wydłuż trajektorii cząstek.
Wprowadza się tzw. czynnik jakości, QF, który wzrasta ze wzrostem LPE. Rem
jest jednostką uwzględniającą stopień toksyczności promieniowania, rem
= QF rad.
Rem
jest najwygodniejszą jednostką dawki przy określaniu biologicznego zagrożenia
radiacyjnego; stosuje się przy tym zależność QF = f(LPE), (rysunek poniżej),
dla cząstki naładowanej. Największe wartości QF są dla ciężkich łąder
atomowych, QF=20.
Charakter
zależności współczynnika jakości QF od liniowego
Uszkodzenia
radiacyjne zależą nie tylko od dawki promieniowania, lecz i od tego, jaki
organ jest wystawiony na działanie promieniowania.
Mechanizm zmian wywoływanych w organizmach
przez promieniowanie jądrowe jest następujący: jonizacja wytworzona przez
promieniowanie w żywej komórce może naruszyć istotną funkcjonalnie
strukturę chemiczną komórki lub zapoczątkować proces chemiczny w komórce;
ważnym procesem jest tu radioliza wody, która prowadzi do pojawienia się
rodników o wielkiej reaktywności chemicznej i w następstwie o silnej
aktywności biologicznej. Prowadzi to do zmian składu chemicznego i przemian
tkanki w wyniku zaburzenia syntezy białka i przemiany węglowodorowej. Najbardziej
wrażliwą częścią komórki jest jej jądro, a w nim substancja
chromatynowa. Reakcje zachodzące w komórce na skutek promieniowania są różne
w różnych stadiach jej rozwoju - najbardziej czuła jest komórka w
stadium wczesnego okresu dzielenia. Destrukcja jąder atomów - z jakich są
zbudowane komórki - w procesach jądrowych prowadzi do zmian w strukturze i
budowie chemicznej porażonej komórki - może to wywołać nieprawidłowości
rozwoju.
Odróżnia
się trzy klasy efektów działania biologicznego promieniowania:
1. Efekty somatyczne
polegające na uszkadzaniu radiacyjnym komórek podtrzymujących procesy życiowe;
mogą one przejawiać się wprost w ciele napromieniowanego osobnika po
kilku minutach lub tygodniach, a nawet później -- po latach.
2. Efekty genetyczne występujące przy
uszkodzeniach komórek odpowiedzialnych za przekazywanie cech dziedzicznych;
przejawiają się one statystycznie w całej populacji.
3. Efekty spowodowane uszkodzeniami
radiacyjnymi płodu - uszkodzenia embrionu we wczesnym stadium rozwoju;
wskutek takich uszkodzeń mogą pojawiać się różne zwyrodnienia organizmów.
Aby określić zagrożenie
radiacyjne spowodowane promieniowaniem kosmicznym, trzeba znać strumień cząstek
na różnych wysokościach. Przy obliczeniach można ograniczyć się do
podstawowych składowych promieniowania właściwych dla danej wysokości nad
poziomem morza. Należy pamiętać, że w ścianach aparatów latających
mogą rozwijać się kaskady elektronowo-fotonowe i hadronowe; rozmnożenie
spowodowane procesami kaskadowymi można pominąć jeśli grubość ścianek z
danego materiału przewyższa charakterystyczne długości dla tego materiału
- średnią długość drogi swobodnej do oddziaływania nukleonów w
materiale i średnią długość radiacyjną. W przypadku samolotów warunki
te są spełnione i rozmnażanie w ścianach może być pominięte. Ważne
dane wyjściowe do obliczeń stanowią typowe zależności wysokości
przebywania aparatów latających od czasu; można przyjąć, że czas osiągania
wysokości ok. 10 km i lądowania samolotu o prędkości poddźwiękowej
wynosi ok. 1 h, a samolotu o prędkości naddźwiękowej - około-0,5 h;
pozostały lot odbywa się odpowiednio na wysokościach 10 i 23 km.
W tabeli sporządzonej na podstawie
danych z pracy O.C. Allkofera i M. Simona podano strumienie nukleonów,
elektronów i mionów. Odpowiednie dawki promieniowania mierzono i obliczano
na wysokości ok. 20 km, pomiar daje ok. 1-4 mrem/h, rozrzut wyników pomiarów
jest spowodowany przez efekt szerokościowy i wysokościowy, i przez
wariacje jedenastoletnie natężenia promieniowania; średnia dawka wynosi ok.
2 turem/h. Przy przebywaniu obiektu na tej wysokości przez ok. 20 h w miesiącu
dawka wynosi ok. 480 mrem/rok - jest to dawka dopuszczalna wg polskich
przepisów dla warunków normalnych.
Rodzaj cząstek |
Strumień cząstek/(cm2•s•sr) |
||
|
poziom morza |
10 km |
23 km |
Nukleony |
10-4 |
2 • 10-2 |
1,7 • 10-1 |
Elektrony |
4 • 10-3 |
2 • 10-1 |
1,0 • 10-1 |
Miony |
1 •10-2 |
4 • 10-2 |
3,0 • 10-2 |
Strumienie nukleonów, elektronów i mionów
na poziomie morza, na wysokości 10 km i na wysokości 23 km. Na podstawie danych zawartych w pracy O.C.
Allkofera i M. Simona
Przy
określaniu strumieni cząstek ograniczono się do nukleonów, elektronów i
mionów. Nie uwzględniono zawartości w nich cięższych jąder atomowych.
Zawartość tę zaniedbano; można tak postąpić w granicach błędów
oszacowań. Jednak, bombardowanie ciała pojedynczymi jądrami, a zwłaszcza
zatrzymywanie się ciężkich jąder w ciele może powodować duże
wydzielanie energii w niewielkich obszarach i prowadzić do poważnych
uszkodzeń lokalnych o mikroskopijnych średnicach.
O.C.
Allkofer i W. Heinrich podają dane z pomiarów i obliczeń zatrzymujących się
jąder atomowych w centymetrze sześciennym ciała dla różnych głębokości
w atmosferze, w czasie minimum aktywności słonecznej
(rysunek poniżej ). Na podstawie tych danych obliczono liczbę
zatrzymujących się różnych jąder wewnątrz sfery o promieniu 12 cm --
symulującej ciało ludzkie na wysokości 20 km w atmosferze. Dla jąder z
liczbą ładunkową Z=6 otrzymano 5,6 • 10-3 zatrzymujących się
jąder na centymetr sześcienny ciała ,nr ciągu godziny. Biorąc objętość
embrionu - wynoszącą ok. 1 cm3 - i czas przebywania ciężarnego
członka załogi około 40 h w miesiącu w warunkach napromieniania na wysokości
ok. 20 km, prawdopodobieństwo zdarzenia się popadania jądra o Z > 6 w
embrion wynosi ok. 20%; na wysokości około 15 km prawdopodobieństwo to
zmniejsza się ok. dziesięciokrotnie.
Całkowity
strumień I jąder zatrzymujących się w cm3 ciała w ciągu godziny, zależnie
od głębokości t w atmosferze ziemskiej; Z - liczba ładunkowa
jądra atomowego. Według danych z pracy O.C. Allkofera i W. Heinricha
Rozbłyski
słoneczne zwiększają dawki promieniowania kosmicznego, zwłaszcza w Układzie
Słonecznym i w górnych warstwach atmosfer planet. Aby określić to zwiększenie
w danym miejscu w przestrzeni w Układzie Słonecznym, trzeba rozporządzać
informacją o profilu czasowym fali radiacji podczas rozbłysku; ważne są
tylko takie rozbłyski, które wytwarzają nadzwyczaj wielkie natężenia w
miejscach oceny dawki. Rozbłyski zdarzają się z częstością ok. 12 na
rok, niektóre z nich powodują zmiany dawki protonów w pobliżu biegunów
Ziemi nie wywołując żadnych zmian w pobliżu równika - z powodu dużego
obcięcia magnetycznego; neutrony wtórne wytworzone w atmosferze - przez
protony pojawiające się przy rozbłyskach -wnoszą od ok. 20 do ok. 50%
dawki, zależnie od rodzaju rozbłysku. Około dwóch razy w roku pojawiają
się rozbłyski dające wyjątkowo duże natężenia słonecznego
promieniowania kosmicznego - wówczas wkład do dawki wynosi ok. 100 turem/h.
Inne rozbłyski powodują dawki wynoszące ok. 1 mrem/h.
O.C.
Allkofer i M. Simon rozważają tzw. dawki głębokościowe i rozkłady głębokościowe
dawek w ciele. Są one określone przez zależność dawki od głębokości w
ciele, dla średniego rozbłysku słonecznego w określonym miejscu; na wysokości
ok. 20 km dawka taka zmniejsza się ok. pięciokrotnie z głębokością w
ciele od 0 do 30 cm, przy 0 cm wynosi ona ok. 0,5 mrad/h.
Rozkład
możliwych dawek biologicznych, w mrem/h, w obszarach podbiegunowych dla różnych
rozbłysków słonecznych pokazano na poniższym rysunku. Rozkład obejmuje
ok. 80% wszystkich mierzonych przypadków.
Możliwe
dawki biologiczne D w mrem/h przy rozblyskach słonecznych o różnych
parametrach lo i G. Według O.C. Allkofera i M. Simona. Cyfry obok linii
określają parametr rozbłysku G w GV. Wartości parametrów rozbłysku
obejmują ok. 80% obserwowanych rozbłysków słonecznych.
W przestrzeni poza atmosferą ziemską
rozbłyski słoneczne wnoszą jeszcze większe porcje cząstek do
promieniowania kosmicznego; istotny wkład wnosi i składowa galaktyczna
zawierająca protony i jądra cięższe. Przy ocenie dawek promieniowania w
obszarze poza atmosferą trzeba brać pod uwagę różne składowe --
elektrony, protony i jądra ciężkie o różnych energiach. Dawki
promieniowania w przestrzeni poza atmosferą oceniano dla potrzeb związanych
z lotami kosmicznymi. Promieniowanie galaktyczne daje dawki 0,07-0,30 rema/dzień;
w dziesięciodniowej misji Apollo dawka wynosiła ok. 3 remów. W obszarze pasów
radiacyjnych wokół Ziemi dawka od elektronów na powierzchni obiektu wynosi
102-103 radów/h, natomiast dawka od protonów pod
warstwą aluminium o grubości 1 cm wynosi 1-10 radów/h -- przy przelocie
przez strefę pasów radiacyjnych, dla obiektu za osłoną 1 cm aluminium,
dawka ta wynosi ok. 0,5 radów. Przy rozbłyskach słonecznych dawka
promieniowania na powierzchni obiektu wynosi 12-350 radów na jeden
przypadek rozbłysku; na głębokości w ciele wynoszącej 2 cm dawka jest
1-15 radów, przy zdarzających się najsilniejszych rozbłyskach dawka
uzyskiwana przez ciało ludzkie wynosi ok. 1000 radów. Dawka ciężkich jonów
- Z=10 -- o przekazie liniowym energii LPE=500 MeV/cm wynosi 0,9•103-1,7•103
cząstek/m2/dzień; w dziesięciodniowej misji księżycowej Apollo
notowano 1,5 uderzenia jonów na 1 cm2.
Charakterystyczny jest duży rozrzut
wartości dawek -- spowodowany przez wpływ magnetosfery, obcięcia
geomagnetycznego i cykli słonecznych.
Samoloty pasażerskie o prędkościach poddźwiękowych latają
na wysokościach ok. 10 km, loty na aparatach naddźwiękowych odbywają się
na wysokościach 17000-23000 m -- praktycznie poza atmosferą ziemską lub tuż
przy jej rozmytej granicy; loty załóg statków kosmicznych sięgają wysokości
kilkuset tysięcy metrów, a nawet kilkuset tysięcy kilometrów - jak dziesięciodniowa
misja księżycowa Apollo. Przy takich lotach, zwłaszcza na wysokościach
powyżej kilkunastu kilometrów organizm ludzki jest narażony na
napromienienie.
Przy
lotach na wysokościach ok. 20 km, przy pracy załogi trwającej w ciągu miesiąca
ok. 20 h, dawka promieniowania otrzymywana przez członków załogi wynosi ok.
480 mrem/rok; dopuszczalna wg polskich norm roczna dawka wynosi w warunkach
normalnych 500 mrem. W czasie takich lotów załoga jest narażona i na słabe
napromienianie jądrami ciężkimi. Chociaż strumień takich jąder na tych
wysokościach wynosi tylko ok. 1% od strumienia pierwotnego, to wiadomo, że
pojedyncze uderzenia jąder atomowych małych energii mogą powodować
istotne lokalne uszkodzenia komórek w ciele. Szczególnie istotne
mikrouszkodzenia zdarzają się, gdy jądro jest wyhamowywane w ciele. Oceny
wykazują, że wyhamowywanie jąder o liczbie ładunkowej Z=6 powinno zdarzać
się z częstością ok. 6•10-3 w ciągu godziny w 1 cm3
ciała. Jeśli wśród członków załogi pracującej przez 40 h w miesiącu
znajduje się kobieta ciężarna -- w stadium początkowym ciąży - to
uderzenie jądra atomowego w embrion o objętości ok. 1 cm3 może
się zdarzyć z prawdopodobieństwem ok. 20% w ciągu miesiąca. Na wysokości
10 km prawdopodobieństwo to zmniejsza się ok. dziesięciokrotnie. Przy dużej
liczbie przewozów pasażerów w aparatach latających na wysokościach ok. 20
km niebezpieczeństwo takiego porażenia w skali ogólnej wzrasta z ilością
latających - dla pojedynczego pasażera jest ono mało prawdopodobne.
Przy
długotrwałych lotach na statkach kosmicznych w otwartej przestrzeni -- poza
atmosferą ziemską -- załoga jest narażona na dwa zasadnicze skutki
napromienienia w pierwotnych promieniach kosmicznych: skrócenie życia i
wzrost prawdopodobieństwa zachorowania na raka. Z danych obserwacyjnych w
klinikach - gdzie pacjenci byli poddawani radioterapii -- można przewidzieć,
że prawdopodobieństwo nabycia białaczki w czasie misji kosmicznej podwaja
się.
Wpływ
ciężkich jonów na organizm ludzki badano w czasie misji Apolla na Księżyc,
gdzie astronauci doznawali wrażenia rozbłysków świetlnych przy zamkniętych
oczach. Eksperymenty laboratoryjne wykazały, że takie rozbłyski były wywoływane
przez uderzenia ciężkich jonów na siatkówkę. Z badań wynika, że cebulki
włosów stają się koloru szarego przy padaniu na nie ciężkich jonów.
Prawdopodobnie, gdy ciężki jon niskiej energii uderzy w jądro komórki, cała
komórka niszczy się na skutek wydzielenia w niej dużej ilości energii.
Ponieważ obszar objęty jonizacją w ośrodku wokół drogi jonu rozszerza się
ze wzrostem ładunku elektrycznego jonu, każda komórka uderzona przez jon
jest niszczona. Wyniki badań wpływu jonów na komórki - zwłaszcza komórki
nerwowe - podaje H.J. Shafer.
Wyżej
przedstawiono tylko zarys problematyki oddziaływania promieni kosmicznych
na organizmy. Obszerne dane na ten temat można znaleźć w wielu specjalistycznych
pracach.
Przed
biologią i medycyną stają ważne problemy oddziaływania promieniowania
kosmicznego jako ewentualnego czynnika stymulującego powstawanie życia w Kosmosie.
Czeka na wyjaśnienie sprawa kancerogennego działania promieniowania
kosmicznego na Ziemi.
Promieniowanie
kosmiczne, Zbigniew Strugalski, Oficyna Wydawnicza Politechniki
Warszawskiej, Warszawa 1993
Poradnik
miłośnika Astronomii, P.G. Kulikowski, Państwowe Wydawnictwo Naukowe,
Warszawa 1976
Astronomia
Ogólna, Eugeniusz Rybka, Państwowe Wydawnictwo Naukowe, Warszawa 1976
Astronomia
Popularna, Jan Gadomski, Stanisław Grzędzielski, Marcin Kubiak, Jan
Mergentaler, Józef Smak, Kazimierz Stępień, Olgierd Wołoczek, Włodzimierz
Zonn, pod redakcją Stefana Piotrowskiego, Wiedza Powszechna, Warszawa 1972.
Allkofer O.C., Simon M.:
Atompraxis, 1970, 16, 1.
Allkofer O.C., Heinrich W.: Health Physics, 1974, 27, 543.
Allkofer O.C.: Introduction to Cosmic Radiation. Miinchen,
Karl Thiemig, 1975, s. 202.
Schafer H.J.: biophysics, 1969, 5, 315.
Allkofer O.C., Heinrich W., Simon M.: Strahlenbelastung bei bemannten
Raumflugen. Umschau in Wissenschaft und Technik 72, 1972, 19, 284.
Tobias C.A., Budinger T. F., Leith J. T., Mamoon A. M., Chapman P.:
Visual Phenomena Induced by Cosmic Rays and Accelerated Particles, AGARD Conf.
Preprint, 95 (1971 ), C6.
Falsome C.E.: The Origin of Life. San Francisco, W.H. Freeman and Comp.,
1979.
Crick
R.: Life its Origin and Nature; tłum. polskie: Istota i pochodzenie życia. Warszawa,
PIW, 1992.
Ginzburg V.L., Syrovatskii S.T.: The Origin of Cosmic Rays. Oxford,
Pergamon, 1964. [2] Ginzburg V.L.: The Astrophysics of Cosmic Rays, Sci.
American, 1968, 220, 51.
Coswik R., Price P.B.: Origin of Cosmic Rays, Phys. Today, October, 1971.
Grewing M., Heintzmann H.:
The Origin of Cosmic Rays -- New Interest in an Old Question,
Naturwissenschaften, 1973, 28a,369.
Strugalski Z.: Pochodzenie promieni kosmicznych. Postępy
astronautyki, Nr 1/24, s. 19-39, Warszawa, 1976.
Swann W.F.G.: Phys. Rev., 1933, 43, 217. [12]
Fermi E.: Phys. Rev., 1949, 75, 1169.
Heikkila W.J.,
Pellinen R.J.: J. Geophys. Res., 1977, 82,
1610. [14] Van der Laan, H.: Mon. Not. Roy. Astron. Sci., 1962, 124,
125.
Kafatos M. (Ed.): Supernova
1987a in the Large Magellanic Cloud. New York, Cambridge University, 1988.
Andersen P.H.: Phys. Today, January, 1988, s. 20.
Proc.
XX Int. Cosmic Ray Conf., Moscow, August 2-15, 1987, Vol. I
i II.
Boclet D. i in.: Observation of Gamma Ray Low State of Cygnus X-1, XX Int.
Cosmic Ray Conf., Moscow, 1987, Vot. 1, s. 50.
Karakula S., Tkaczyk W.: Some
properties of the gamma-ray burst sources, XX Int. Cosmic Ray Conf., Moscow,
1987, Vol. 1, s. 46.
Chupp E.L. i in.: High Energy
Emission from Cygnus X-1, XX Int. Cosmic Ray Conf., Moscow, 1987, Vol. 1, s.
58.
Buccheri R. i in.: Study of
Microstructures in the Gamma-Ray Light Cunres of the Crab and Vela Pulsars, XX
Int. Cosmic Ray Conf., Vol. 1, s. 70.
Mayer C.J., Richardson K.,
Rogers M., Szabelski J., Wolfendale A.W.: Cosmic Ray Gradient in the Outer
Galaxy, XX Int. Cosmic Ray Conf., Moscow, 1987, Vol. 1, s. 133.
Chupp E.L. i in.: A search
for Gamma Ray Lines from Recent Supernovae, XX Int. Cosmic Ray Conf., Moscow,
1987, Vol. 1, s. 168.
Lau M.M., Yonng E.C.M.: Gamma
Ray Production from Extragalactic Objects, XX Int. Cosmic Ray Conf., Moscow,
1987, Vol. 1, s. 199.
Crumfeld J. i in.: High Energy Cosmic Rays: Interpretation of Recent
Results, XX Int. Cosmic Ray Conf., Moscow, 1987, Vol. 1, s. 337.
Binns W.R. i in.: The
Abundances of Ultraheavy Elements in the Cosmic Radiation, XX Inf. Cosmic Ray
Conf., Moscow, 1987, Vol. 1, s. 366.
Kempa J., Wdowczyk J.: The
Structure of the Primary Cbsmic Ray Spectrum at 10'3 = 10'5 eV, XX Int. Cosmic
Ray Conf., Moscow, 1987, Vol. 1, s. 401.
Baltrusaitis R. i in.:
Arrival Directions of Ultrahigh Energy Cosmic Rays, XX Int. Cosmic Ray Conf.,
Moscow, 1987, Vol. 1, s. 40.
Dogiel V.A., Sharov G.S.: The
Secondary Particie Production Inside Molecular Clouds, XX Int. Cosmic Ray Conf.,
Moscow, 1987, Vol. 2, s. 84.
Cesarsky C., Lagage P.O.:
Cosmic Ray Acceleration by Large Scale Galactic Shocks, XX Int. Cosmic Ray Conf.,
Moscow, 1987, Vol. 2, s. 157.
Giler M., Osobme J. L.,
Szabelska B., Wdowczyk J., Wolfendale A.W.: On the Continuous Acceleration of
Cosmic Rays in the ISM, XX Int. Cosmic Ray Conf., Moscow, 1987, Vol. 2, s. 214.
Ginzburg V.L.: Astrophysical
Aspects of Cosmic Ray Research, Proc. XX ICRC, Moscow, 1987, Vol. 7, s. 7.
Zeldivich Ya. B.: The
Universe: Its Past, Present, and Future, Proc. XX ICRC, Moscow, 1987, Vol. 7, s.
77.
Povinec P.: History of Cosmic
Rays by Cosmogenic Radionuclides, Proc. XX ICRC, Moscow, 1987, Vol. 7, s. 115.
Volk H.J.: Particie
Acceleration in Astrophysical Shock Waves, Proc. XX ICRC, Moscow, 1987, Vol. 7,
s. 157.
Cesarsky C.: Cosmic Ray
Propagation in the Interstellar Media, Proc. XX ICRC, Moscow, 1987, Vol. 8, s.
87.
Axford W.L: Cosmic Ray Acceleration, Proc. XX ICRC, Moscow, 1987, Vol. 8,
s. 120.
Wolfendale A.W.: The Neutrino Signal from SN 1987A, Proc. XX
ICRC, Moscow, 1987, Vol. 9, s. 74. [41] Proc. XXI ICRC, Adelaide, Australia,
5-19 January, 1990.
Proc. XII ECRS, Nottingham, England, 15-21 July, 1990. [43] Proc. XIII
ECRS, Geneva, Switzerland, 27-31 July, 1992.
Rafał
Świłło
Fizyka
Komputerowa
Rok
IV