PROMIENIOWANIE KOSMICZNE

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.

Obserwacja

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.

Skład i modele opisujące pochodzenie promieniowania kosmicznego

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.

Do tej pory nie ma pewnej odpowiedzi na pytanie, skąd pochodzą cząstki o energiach E > 10⁹ eV promieniowania pierwrotnego; wiadomo tylko na pewno, że nie są one pochodzenia słonecznego i część ich może pochodzić spoza Galaktyki. Pozostaje więc do wyjaśnienia, skąd pochodzi zasadnicza porcja promieni zawierających cząstki - głównie protony - w zakresie energii od ok. 10⁹ eV do ok. 10¹⁷ eV. Zaproponowano różne hipotezy. Opracowane na ich podstawie modele mechanizmu tworzenia się tych promieni można zaliczyć do dwóch zasadniczych grup: modele statystyczne i modele źródeł zlokalizowanych.

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.

Przyjęto następującą klasyfikację jąder w grupach o odpowiednich oznaczeniach: L-, M-, H-, VH-, VVH-, SH-. Jądra o liczbach ładunkowych Z leżących między 3 i 5, 3=Z=5, to lekkie jądra należące do grupy L: Li, Be, B; średnie jądra z liczbami 6=Z=9 należą do grupy M: C, N, O, F; nieco cięższe z 10=Z=19 należą do grupy H: Ne-K; bardzo ciężkie z 20=Z=30 należą do grupy VH: Ca-Zn; ultraciężkie z Z > 30 należą do grupy VVH: Ga-U; superciężkie z Z > 92 należą do grupy SH. Jądra o liczbach ładunkowych Z=10 są również zaliczane do grup jąder H,: 10=Z =15, H2: 16=Z=19, H3: 20=Z=28, H4: 29=Z=80, H5: 80 < Z.

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.

W promieniach kosmicznych wykryto i deuterony; zakłada się, że pojawiają się one w wyniku rozszczepienia jąder o wielkich masach w przestrzeni międzygwiazdowej w zderzeniach z jądrami wodoru. Stosunek ²D/¹H wynosi ok. 7%. Trytów nie znaleziono. Górną granicę obecności antyjąder wodoru o różnych energiach oceniono na ok. 5*10^-2 do 3*10^-4 od jąder wodoru; nie wykryto żadnego antyjądra.

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.

Aktywność gwiazd

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 ε_pkG 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 W_pkG = ε_pkG • 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 T_pkG = I/(ρ •c) = 1,5•10¹⁶ s = 5•10⁸ lat.

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 « H_S « 10⁹ T.

Magnetyczne gwiazdy A

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.

Białe karły

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

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.

Źródła pozagalaktyczne

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.

Oddziaływanie w atmosferze - wyniki badań doświadczalnych promieniowania kosmicznego

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.

Zmiany natężenia promieniowania kosmicznego z wysokością w atmosferze i z głębokością poniżej poziomu morza

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^-1od 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^-2ołowiu, 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.

Kształt krzywych pochłaniania cząstek promieni kosmicznych w ołowiu na dwóch wysokościach w atmosferze – h1 wynoszącej ok. 520 mm Hg i h2 ok. 750 mm Hg - zależność liczby koincydencji C dwóch liczników Geigera-Müllera od grubości d pochłaniacza ołowianego. W prawym górnym rogu schemat urządzenia pomiarowego z dwóch liczników 1 i 2 i filtra Pb o zmiennej grubości.

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.

Działanie biologiczne

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.

Działanie biologiczne wiązek cząstek, jąder atomowych, elektronów i promieni X, i gamma

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 dawek i mocy promieniowania. Dawki dopuszczalne

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 przekazu energii w ośrodku LPE

Średnią dawkę promieniowania uzyskiwaną przez organizmy określono jako dawkę promieniowania środowiska naturalnego w ciągu roku na poziomie morza; na dawkę tę składa się radioaktywność naturalna i sztucznie wytworzona w trakcie zastosowań źródeł promieniowania w technologii i badaniach naukowych i technologicznych. Całkowita średnia dawka roczna wynosi 250=300 turem, w tym od promieni kosmicznych dawka jest ok. 30 turem, od zastosowań technologicznych 2 turem, od naświetlań profesjonalnych - przy pracy z reaktorami, promieniami X i radionuklidami - jest ona 2 turem, w medycznych badaniach diagnostycznych i terapeutycznych - ok. 130 turem.

Uszkodzenia radiacyjne zależą nie tylko od dawki promieniowania, lecz i od tego, jaki organ jest wystawiony na działanie promieniowania.

Zmiany w organizmach spowodowane przez promieniowanie

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.

Zagrożenia radiacyjne na Ziemi - na różnych wysokościach nad poziomem morza, w Planetarnym Układzie Słonecznym, w przestrzeni międzygwiazdowej

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.

Dawki promieniowania w przestrzeni poza atmosferą ziemską

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.

Zmiany w organizmach załóg aparatów latających

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.

Opracowano na podstawie

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.

LITERATURA

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.

Pochodzenie