Kosminen säteily

Wikipediasta
Tämä on arkistoitu versio sivusta sellaisena, kuin se oli 19. toukokuuta 2013 kello 01.07 käyttäjän Hartz (keskustelu | muokkaukset) muokkauksen jälkeen. Sivu saattaa erota merkittävästi tuoreimmasta versiosta.
Siirry navigaatioon Siirry hakuun
Tämä artikkeli käsittelee suurienergia hiukkasia. Mikroaaltosäteilystä katso kosminen taustasäteily.
Simulaatio kosmisen protonin (energia 1 TeV) hajoamisesta noin 20 km korkeudella Chicagon yläpuolella. Maakaistaleen koko on 8 km × 8 km.

Kosminen säteily on yleisnimi Maahan osuville ulkoavaruudesta tuleville suurienergisille hiukkasille, jotka pommittavat maapalloa joka suunnalta.[1] Kosmisista hiukkasista noin 90 % on protoneja, 9 % alfa-hiukkasia ja 1 % beta-hiukkasia ja raskaampien atomien ytimiä.

Osa kosmisesta säteilystä on peräisin Auringosta, mutta suurienergisin osa tulee kauempaa, muun muassa supernovaräjähdyksistä. Auringon säteily aiheuttaa revontulia tullessaan Maan ilmakehään napojen lähistöllä Maan magneettikentän ohjaamana. Maan ilmakehä suojaa hyvin kosmiselta säteilyltä, joten kosmisista säteistä ei ole ihmisille maan pinnalla suurta haittaa. Mutta visio avaruuden asuttamisesta uhkaa jäädä utopiaksi juuri kosmisen säteilyn takialähde?.

Ilmasuihku

Kosminen primäärihiukkanen (protoni) törmää ilmakehän hiukkaseen ja hajoaa sekundaarihiukkasten ryppääksi, joka muodostaa ilmasuihkun. Merenpinnan tasolle ja maan alle pääsee merkittävän paljon myoneita.

Kosmisen säteilyn tutkimuksessa käytetään termejä primäärinen ja sekundaarinen kosminen säteily. Primäärinen säteily tarkoittaa alkuperäisiä kosmisia hiukkasia, jotka saapuvat Maapallon ulkopuolelta.[2] Primaarinen hiukkanen törmää ilmakehämolekyylin (esim. happi tai typpi) kanssa, jolloin vuorovaikutuksessa syntyy paljon pioneita ja kaoneita.[3] Kun törmäyksessä syntyneet hiukkaset hajoavat edelleen muiksi hiukkasiksi, syntyy Maata kohti kiitävä sekundaarihiukkasten ryöppy, jota kutsutaan ilmasuihkuksi. Maan pinnalle saapuvat hiukkaset ovat juurikin sekundaarihiukkasia.[2] Merenpinnan tason saavuttavista varatuista sekundaarihiukkasista noin 80% on myoneita.[4]

Alkuperä ja energia

Kosmiset hiukkaset voidaan jaotella alkuperän perusteella kolmeen osaan: solaariset, galaktiset ja extragalaktiset kosmiset hiukkaset. Solaariset hiukkaset ovat syntyneet Auringossamme, galaktiset ovat saaneet alkunsa galaksissamme ja extragalaktiset hiukkaset ovat peräisin galaksimme ulkopuolelta.[5]

Kosminen säteilyn synty on yleensä yhteydessä tähtien muodostumiseen, niiden evoluutioon, supernovaräjähdyksiin ja tähtien väliseen materiaaliin.[6] Nykyisen käsityksen mukaan suurin osa galaktisesta kosmisista hiukkasista on peräisin supernovaräjähdyksistä, joita tapahtuu noin 50 vuoden välein.[7]

Energiaspektri

Kosmisten hiukkasten alkuperä ja energiaspektrin muoto ovat merkittävimpiä ratkaisemattomista ongelmia kosmisen säteilyn tutkimuksessa. Hiukkaset, joiden energia yltää ainakin arvoon 1015 eV, ovat todennäköisesti galaktisia kosmisia hiukkasia[7] ja niiden ajatellaan syntyneen supernovan jäännöksistä. Energia-alueen 1015 eV - 1018 eV hiukkasten myös uskotaan mahdollisesti olevan peräisin galaksistamme, mutta niiden ei oleteta syntyneen supernovista eikä niiden syntymekanismia tunneta. Sen sijaan pidetään todennäköisenä, että hiukkaset, joiden mitattu energia on yli 1018 eV, ovat syntyneet galaksimme ulkopuolella.[8]

Edellämainittua energia-aluetta 1015 eV kutsutaan polveksi, sillä kosmisten hiukkasten energiaspektrin kulmakerroin jyrkkenee kyseisellä energia-alueella.[9] Koska kosmisen säteilyn alkuperää ja kiihdytysmekanismeja ei täysin tunneta, ei myöskään polven aiheuttavasta ilmiöstä olla yksimielisiä. Polvikohtaa ollaan kuitenkin yritetty selittää erilaisilla malleilla.

Revontuli

Kosmisen säteilyn havaitseminen

Suora havaitseminen

Primaarisista kosmisista hiukkasista voidaan tehdä suoria havaintoja ilmakehän ulkolaidalla,[10] esimerkiksi sijoittamalla ilmaisimia satelliitteihin ja säähavaintopalloihin. Tällöin mittauksia haittaavat pieni ilmaisinpinta-ala ja rajattu mittausaika. Suoria kosmisen säteilyn mittauksia ollaan suoritettu energia-alueen 109 eV - 1014 eV hiukkasille.[11] Energian 1014 eV ylittävät hiukkaset saapuvat niin pienellä vuolla, että niiden suora havainnointi ilmakehän yläpuolella rajallisilla ilmaisinkokonaisuuksilla olisi hankalaa.

Epäsuora havaitseminen

Kosmisia hiukkasia voidaan tutkia myös epäsuorasti havaitsemalla maan pinnalla ilmasuihkun hiukkasia. Syntyneet hiukkaset ovat pääasiassa protoneita, neutroneita, pioneita ja myoneita, jotka kulkevat suunnilleen samaan suuntaan kuin hajonnut kosminen hiukkanen.[10]

Ilmasuihkuilmaisimet voidaan jakaa kolmee luokkaan: Cherenkov-ilmaisimet, fluoresenssi-teleskoopit ja ilmasuihkuilmaisinasemat.

  • Cherenkov-ilmaisimilla havaitaan ilmasuihkun varattujen hiukkasten emittoimaa cherenkovin säteilyä.[12]
  • Fluoresenssi-teleskoopeilla havaitaan ilmasuihkuhiukkasen virittämän typpiatomin purkautumisessa lähetettyä fluoresenssia.[12]
  • Ilmasuihkuilmaisinasemat koostuvat useammasta laajalle asetellusta ilmaisimesta,[13] ja niillä voidaan tutkia ilmasuihkun kokoa sekä sekundaarihiukkasten jakaumaa.[12]

Kosmisia hiukkasia on mahdollista havaita myös maan alla. Sekundaarihiukkasista vain myoneilla ja neutriinoilla on riittävästi energiaa Maapallon pinnan läpäisemiseksi.[14] Maanalaisissa myonikokeissa kalliokerros suodattaa ilmasuihkusta häiritsevät hiukkaset ja ilmaisimelle päätyy pääasiassa korkeaenergisiä myoneita.

Ilmiön löytäminen

Kosmisen säteilyn löytäjänä pidetään Victor Hessiä. Hän havainnoi ionisoivaa säteilyä kuumailmapallosta vuosina 1911-1913 ja totesi sen olevan peräisin ilmakehän ulkopuolelta.[15] Hän tutki säteilyä elektrometrillä[16] ja huomasi säteilyn alkavan merkittävästi kasvaa yli kilometrin korkeudella, viiden kilometrin korkeudella säteily oli jo 3-5 kertaa voimakkaampaa kuin maanpinnalla.[17]

Käytännön vaikutukset

  • Syöpäriskin kasvu etenkin paljon lentävillä kuten lentohenkilökunnalla.

Hyötykäyttöä

Hiukkassuihkun myoneita on ehkä mahdollista käyttää läpivalaisuun eli myoniradiografiaan.[18] Koska säteilynlähde olisi tällöin luonnollinen, olisi suurienkin kappaleiden läpivalaisu mahdollista. Myoneita on suunniteltu käytettävän mm. kuljetuskonttien läpivalaisuun.[19]

Katso myös

Lähteet

  1. ↑ Péter Mészáros: The High Energy Universe, s. 154. Cambridge University Press, 2010. ISBN 9780521517003 (englanniksi)
  2. ↑ a b P. Khare, A. Swarup: Engineering Physics: Fundamentals & Modern Applications, s. 365. Jones & Bartlett Learning, 2009. ISBN 9780763773748 (englanniksi)
  3. ↑ Kanetada Nagamine: Introductory Muon Science, s. 37. Cambridge University Press, 2003. ISBN 9780521593793 (englanniksi)
  4. ↑ G. Cowan, S. Eidelman & T. Stroh: Astroparticle Physics, s. 147. Springer, 2005. ISBN 9783540253129 (englanniksi)
  5. ↑ V. K. Mittal, R. C. Verma, S. C. Gupta: Introduction to Nuclear and Particle Physics, s. 373. (2. painos) PHI Learning Pvt. Ltd.. ISBN 9788120343115 (englanniksi)
  6. ↑ Todor Stanev: High Energy Cosmic Rays, 2. painos, s. 42. Springer, 2009. ISBN 9783540851479 (englanniksi)
  7. ↑ a b Tibor Dunai: Cosmogenic Nuclides, s. 3. Cambridge University Press, 2010. ISBN 9780521873802 (englanniksi)
  8. ↑ Peter Schneider: Extragalactic Astronomy and Cosmology, s. 53. Springer, 2006. ISBN 9783540331742 (englanniksi)
  9. ↑ Johan A. M. Bleeker, J. Geiss & Martin Huber: The Century of Space Science, s. 691. Springer, 2001. ISBN 9780792371960 (englanniksi)
  10. ↑ a b Mittal: Introduction To Nuclear And Particle Physics, s. 352. PHI Learning Pvt. Ltd.. ISBN 9788120336100 (englanniksi)
  11. ↑ O. Martínez etc.: Hybrid extensive Air Shower Detector Array at the University of Publa to study Cosmic Rays. Solar, Stellar and Galactic Connections Between Particle Physics and Astrophysics, 2007, s. 243-251. (englanniksi)
  12. ↑ a b c J. Beringer etc. (Particle Data Group): Phys. Rev., 2012, D86. vsk, s. 010001. (osio 26) Osio 26 PDG-sivustolla. (pdf) Viitattu 14.12.2012. (englanniksi)
  13. ↑ Sharma: Atomic And Nuclear Physics, s. 480. Pearson Education India, 2008. ISBN 9788131719244 (englanniksi)
  14. ↑ Michael F. L'Annunziata: Handbook of Radioactivity Analysis, s. 127. (3. painos) Academic Press, 2012. ISBN 9780123848734 (englanniksi)
  15. ↑ Joseph A. Angelo: Encyclopedia of Space and Astronomy, s. 295. Infobase Publishing, 2009. ISBN 9781438110189 (englanniksi)
  16. ↑ Tibor J. Dunai: Cosmogenic Nuclides: Principles, Concepts and Applications in the Earth Surface Sciences, s. 1. Cambridge University Press, 2010. ISBN 9780521873802 (englanniksi)
  17. ↑ Frank Close, Michael Marten & Christine Sutton: The Particle Odyssey, s. 50. Oxford University Press, 2004. ISBN 9780191647444 (englanniksi)
  18. ↑ Kanetada Nagamine: Introductory Muon Science, s. 184. Cambridge University Press, 2003. ISBN 9780521593793 (englanniksi)
  19. ↑ Paul Rincon: Rays to nab nuclear smugglers 2005. BBC. Viitattu 24.11.2012. (englanniksi)

Aiheesta muualla

Tämä tähtitieteeseen liittyvä artikkeli on tynkä. Voit auttaa Wikipediaa laajentamalla artikkelia.
Noudettu kohteesta ”https://fi.wikipedia.org/w/index.php?title=Kosminen_säteily&oldid=13265923”