• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Promieniowanie kosmiczne



    Podstrony: 1 [2] [3] [4] [5]
    Przeczytaj także...
    Gaz – stan skupienia materii, w którym ciało fizyczne łatwo zmienia kształt i zajmuje całą dostępną mu przestrzeń. Właściwości te wynikają z własności cząsteczek, które w fazie gazowej mają pełną swobodę ruchu. Wszystkie one cały czas przemieszczają się w przestrzeni zajmowanej przez gaz i nigdy nie zatrzymują się w jednym miejscu. Między cząsteczkami nie występują żadne oddziaływania dalekozasięgowe, a jeśli, to bardzo słabe. Jedyny sposób, w jaki cząsteczki na siebie oddziałują, to zderzenia. Oprócz tego, jeśli gaz jest zamknięty w naczyniu, to jego cząsteczki stale zderzają się ze ściankami tego naczynia, wywierając na nie określone i stałe ciśnienie.Atom – podstawowy składnik materii. Składa się z małego dodatnio naładowanego jądra o dużej gęstości i otaczającej go chmury elektronowej o ujemnym ładunku elektrycznym.

    Promieniowanie kosmicznepromieniowanie złożone, zarówno korpuskularne jak i elektromagnetyczne, docierające do Ziemi z otaczającej ją przestrzeni kosmicznej. Korpuskularna część promieniowania składa się głównie z protonów (90% cząstek), cząstek alfa (9%), elektronów (ok 1%) i nielicznych cięższych jąder. Promieniowanie docierające bezpośrednio z przestrzeni kosmicznej nazywamy promieniowaniem kosmicznym pierwotnym. Cząstki docierające do Ziemi w wyniku reakcji promieniowania kosmicznego pierwotnego z jądrami atomów gazów atmosferycznych, to promieniowanie wtórne.

    Promieniowanie korpuskularne – promieniowanie jonizujące będące strumieniem cząstek. Z uwagi na dualizm korpuskularno-falowy termin ten ma głównie znaczenie historyczne; użyty we współczesnych kontekstach obejmuje jedynie te cząstki, które nie są kwantami promieniowania elektromagnetycznego.Obserwatorium Pierre Auger – sieć detektorów przeznaczonych do rejestrowania wysokoenergetycznch cząstek promieniowania kosmicznego.

    Historia odkrycia[ | edytuj kod]

    Promieniowanie kosmiczne powoduje zwiększenie jonizacji powietrza z wysokością. Po raz pierwszy stwierdził ten fakt V. F. Hess w 1912 roku (podczas lotu balonowego) i jego uważa się za odkrywcę promieniowania kosmicznego. Hipoteza, że jonizacja ta jest wynikiem promieniowania dochodzącego spoza atmosfery ziemskiej, wywołała sporo kontrowersji i dopiero przeprowadzone w latach 1923–26 doświadczenia R. K. Millikana całkowicie ją potwierdziły; Millikan też wprowadził nazwę promieniowanie kosmiczne. Pierwotnie do badania promieniowania kosmicznego stosowano komory jonizacyjne i liczniki Geigera-Müllera służące do rejestracji fotonów i cząstek naładowanych elektrycznie. W 1929 Dmitrij Skobielcyn, przy pomocy komory Wilsona umieszczonej w polu magnetycznym, odkrył powstawanie pęków promieniowania kosmicznego.

    Przestrzeń kosmiczna – przestrzeń poza obszarem ziemskiej atmosfery. Za granicę pomiędzy atmosferą a przestrzenią kosmiczną przyjmuje się umownie wysokość 100 km nad powierzchnią Ziemi, gdzie przebiega umowna linia Kármána. Ściśle wytyczonej granicy między przestrzenią powietrzną a przestrzenią kosmiczną nie ma. Fizycy przyjmują 80–100 km.Foton (gr. φως – światło, w dopełniaczu – φοτος, nazwa stworzona przez Gilberta N. Lewisa) jest cząstką elementarną, nie posiadającą ładunku elektrycznego ani momentu magnetycznego, o masie spoczynkowej równej zero (m0 = 0), liczbie spinowej s = 1 (fotony są zatem bozonami). Fotony są nośnikami oddziaływań elektromagnetycznych, a ponieważ wykazują dualizm korpuskularno-falowy, są równocześnie falą elektromagnetyczną.

    Promieniowanie pierwotne[ | edytuj kod]

    Pierwotne promieniowanie kosmiczne pada na zewnętrzne warstwy atmosfery Ziemi z prędkością bliską prędkości światła w próżni. Zderzenia cząstek promieniowania pierwotnego z atomami atmosfery powodują powstawanie strumienia wysokoenergetycznych elektronów, protonów, mionów i fotonów – tak zwane wtórne promieniowanie kosmiczne.

    Komora Wilsona (inaczej komora kondensacyjna, komora mgłowa) – urządzenie służące do detekcji promieniowania jądrowego poprzez obserwację śladów cząstek elementarnych (promieniowania jonizującego), zaprojektowane przez szkockiego fizyka Charlesa Wilsona w 1900 r. Zarejestrowane fotografie śladów cząstek elementarnych w komorze Wilsona były tak przekonującym dowodem ich istnienia, że usunęły wszelkie wątpliwości co do konkluzji Becquerela, Curie i innych. W roku 1932 Carl David Anderson za pomocą komory Wilsona udowodnił istnienie pozytonu. W drugiej połowie XX wieku komory Wilsona zostały zastąpione przez komory pęcherzykowe.Hiperony (z gr. hyper "ponad") – grupa ciężkich cząstek (barionów), zawierających przynajmniej jeden kwark dziwny (s). Zaliczane są w związku z tym do cząstek dziwnych.

    W skład pierwotnego promieniowania kosmicznego wchodzą głównie protony, cząstki alfa, jądra innych lekkich pierwiastków oraz bardzo niewielka ilość jąder pierwiastków o średnich masach; obserwuje się także pierwotne elektrony, fotony i znikomą ilość cząstek neutralnych. Energie cząstek pierwotnego promieniowania kosmicznego dochodzą do 10 GeV.

    Fluorescencja – jeden z rodzajów luminescencji – zjawiska emitowania światła przez wzbudzony atom lub cząsteczkę. Zjawisko uznaje się za fluorescencję, gdy po zaniku czynnika pobudzającego następuje szybki zanik emisji w czasie około 10 s. Gdy czas zaniku jest znacznie dłuższy, to zjawisko jest uznawane za fosforescencję.Proton, p (z gr. πρῶτον – "pierwsze") − trwała cząstka subatomowa z grupy barionów o ładunku +1 i masie spoczynkowej równej ok. 1 u.


    Podstrony: 1 [2] [3] [4] [5]




    Warto wiedzieć że... beta

    Komora pęcherzykowa, urządzenie służące do obserwacji śladów cząstek elementarnych (promieniowania jonizującego) zaprojektowane w roku 1952 przez Donalda Glasera, za co został uhonorowany w 1960 Nagrodą Nobla w dziedzinie fizyki.
    Grupa Lokalna Galaktyk (lub po prostu Grupa Lokalna, Układ Lokalny; ang. Local Group) – grupa co najmniej 54 galaktyk, do której należy również nasza galaktyka – Droga Mleczna. Grupa ta rozciąga się na obszarze około jednego megaparseka (10 pc). Jest częścią Supergromady Lokalnej, znanej też jako Supergromada w Pannie.
    Wielki pęk atmosferyczny jest kaskadą cząstek i fotonów powstającą w atmosferze Ziemi wywołaną pojedynczą cząstką promieniowania kosmicznego o dużej energii, rzędu 10 eV i większej.
    Miony to nietrwałe cząstki elementarne należące do kategorii leptonów. Występują w dwóch stanach ładunkowych (będących wzajemnie antycząstkami) μ i μ. Masa mionu wynosi 105,66 MeV/c², gdzie c - prędkość światła w próżni, okres połowicznego zaniku jest równy 1,5 mikrosekundy (średni czas życia τ=2,2×10 s). Rozpadają się najczęściej na elektron, antyneutrino elektronowe oraz neutrino mionowe (µ odpowiednio na pozyton, neutrino elektronowe i antyneutrino mionowe). Należą do drugiej generacji cząstek elementarnych i wykazują pokrewieństwo z elektronem, tzn. posiadają takie same własności co elektron, z wyjątkiem około 207 razy większej masy.
    Licznik Geigera (licznik Geigera-Müllera) – urządzenie opracowane przez Hansa Geigera wraz z Walterem Müllerem w 1928 roku, służące do detekcji promieniowania jądrowego.
    Plama słoneczna – widoczny ciemniejszy obszar na powierzchni Słońca (fotosfera), którego cechami są temperatura niższa niż temperatura otoczenia i silne pole magnetyczne (kilka tysięcy Gs). Mimo jasności (temperatura ok. 4000-5000 K) kontrast z otoczeniem o temperaturze ok. 6000 kelwinów powoduje, że plamy słoneczne wydają się mieć kolor czarny.
    Promieniowanie alfa – promieniowanie jonizujące emitowane przez rozpadające się jądra atomowe, będące strumieniem cząstek alfa, które są jądrami helu.

    Reklama

    Czas generowania strony: 0.027 sek.