ODDZIAŁYWANIE W ATMOSFERZE NATĘŻENIE PROMIENIOWANIA POSZUKIWANIE NEUTRIN
do góry 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. [3]
do góry ZMIANY NATĘZENIA 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 [3]

      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 ; 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. [3]

      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.
Intensywność I promieni kosmicznych na głębokości h pod powierzchnią ziemi wyrażonej w metrach równoważnika wody; na podstawie pomiarów wielu autorów. [3]

      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 ; 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 dolatujące do teleskopu 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. [3]

      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 alfa 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 -- 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. [3]
do góry POSZUKIWANIE NEUTRIN
SUPER-KAMIOKANDE

      Górska okolica na północny zachód od Tokio nazywana jest Japońskimi Alpami. W miejscowości Kamioka znajduje się kopalnia rud metali kolorowych. Rud poszukuje się w skalistym wnętrzu góry Ikena Yama, której wierzchołek wznosi się o 1000 m ponad miejscowością. U jej podnóża w górę wgryzają się dwukilometrowe chodniki, które prowadzą do jej wnętrza (ryc. 5). W środku wydrążono wielką komorę, która mieści betonowy cylinder o średnicy i wysokości około 40 m. Cylinder wypełnia 50 tys. ton wody, która była filtrowana przez kilka miesięcy i teraz ma przezroczystość optyczną rzędu około 100 m. Ze wszystkich ścian cylindra spogląda na nią 11 146 wielkich oczu o średnicy 0.5 m (ryc. 5 i 6). W absolutnej ciemności wypatruje światła, które zwiastuje neutrina. To jest detektor Super-Kamiokande.
Plan sytuacyjny i schemat detektora Super-Kamiokande       Detektor zbudowało 114 fizyków z 22 japońskich i amerykańskich laboratoriów za 100 mln dolarów. Obecnie w doświadczeniu uczestniczą również fizycy z Uniwersytetu Warszawskiego. Detektor działa dzień i noc, ponieważ dla neutrina Ziemia nie jest przeszkodą.
      Tylko drobna część neutrin zderza się z cząsteczkami wody w olbrzymim zbiorniku: zaledwie kilka, kilkanaście w ciągu doby. Neutrino może się wtedy przeobrazić w elektron, który, poruszając się z olbrzymią prędkością w wodzie, wysyła rpomieniowanie elektromagnetyczne. Na ścianę detektora pada jego świetlny pierścień.
      Wielkie oczy są fotopowielaczami, w których, podobnie jak w ludzkim oku, świetlne sygnały powodują powstanie impulsów elektrycznych. Układy elektroniczne odczytują je i przesyłają informacje do komputerów, za pomocą których fizycy obliczają kierunek neutrina oraz jego energię.
Tekst i rysnek wziete z [1]