Ikkilamchi kosmik nurlar sahifasining manbasini koʻrish

[[Birlamchi kosmik nurlar]] Yer atmosferasiga kirganda atomlar va molekulalar, asosan [[kislorod]] va [[azot]] bilan toʻqnashadi. Oʻzaro taʼsir yengilroq zarralar kaskadini hosil qiladi, bu havo dushining ikkilamchi nurlanishi deb ataladi, bu esa [[rentgen nurlari]], protonlar, alfa zarralar, pionlar, muonlar, elektronlar, neytrinolar va neytronlarni oʻz ichiga oladi. Toʻqnashuv natijasida hosil boʻlgan barcha ikkilamchi zarralar birlamchi zarrachaning dastlabki yoʻlidan taxminan bir daraja uzoqda boʻlgan yoʻllar boʻylab davom etadi\cite{10}.

Bunday toʻqnashuvlarda hosil boʻladigan odatiy zarralar [[neytronlar]] va musbat yoki manfiy pionlar va kaonlar kabi zaryadlangan mezonlardir. Ularning baʼzilari keyinchalik Yer yuzasiga etib borishga qodir boʻlgan myuonlar va neytrinolarga aylanadi. Baʼzi yuqori energiyali myuonlar hatto maʼlum masofaga chuqurlikkacha kirib boradi va koʻpchilik neytrinolar Yerni boshqa oʻzaro taʼsir qilmasdan kesib oʻtadi. Boshqalari esa fotonlarga parchalanib, keyinchalik elektromagnit kaskadlarni hosil qiladi. Binobarin, havoda hosil boʻlgan zarralar jalasida fotonlar bilan bir qatorda elektronlar va pozitronlar ham koʻp boʻladi. Bu zarralar, shuningdek, muonlarni bulutli kameralar, ionizatsion kameralar, Cherenkov yoki sintillyatsion detektorlar kabi koʻplab turdagi zarrachalar detektorlari bilan osongina aniqlash mumkin. Ikkilamchi zarralar oqimining bir vaqtning oʻzida bir nechta detektorlarda kuzatilishi barcha zarralar ushbu hodisadan kelib chiqqanligini koʻrsatadi\cite{11}.

Quyosh tizimidagi boshqa sayyora jismlariga taʼsir qiluvchi kosmik nurlar gamma-teleskop yordamida yuqori energiyali gamma nurlarini kuzatish orqali bilvosita aniqlanadi. Ular radioaktiv parchalanish jarayonlaridan 10 MeV dan yuqori energiyalari bilan farq qiladi.

== Kosmik nurlar oqimi ==
Kosmik muhitning umumiy koʻrinishi [[quyosh aktivligi]] va galaktik kosmik nurlar oʻrtasidagi bogʻliqlikni koʻrsatadi<ref>Sharma, Shatendra (2008). Atomic and Nuclear Physics. Pearson Education India. p. 478. ISBN 978-81-317-1924-4</ref>

Atmosferaning yuqori qatlamlariga kiruvchi kosmik nurlar oqimi <math>\approx</math>94 a.b masofada quyosh shamoliga, Yerning [[magnit maydoni]]ga va kosmik nurlarning energiyasiga bogʻliq. Quyoshdan uzoqroqda quyosh shamoli tovushdan yuqori tezlikdan tovush tezligiga oxirgi sakrash deb ataladigan oʻtishni boshdan kechiradi. Yakuniy zarba va geliopauza oʻrtasidagi hudud kosmik nurlar uchun toʻsiq boʻlib, past energiyalarda (<math>\leq</math> 1 GeV) oqimni taxminan 90% ga kamaytiradi. Biroq, quyosh shamolining kuchi doimiy emas va shuning uchun kosmik nurlar oqimi quyosh faolligi bilan bogʻliqligi kuzatilgan. oqim kenglik, uzunlik va azimut burchagiga bogʻliq koʻrinadi<ref> Cilek, Vaclav, ed. (2009). „Cosmic Influences on the Earth“. Earth System: History and Natural Variability. Vol. I. Eolss Publishers. p. 165. </ref>.

Ilgari, kosmik nurlar oqimi vaqt oʻtishi bilan oʻzgarmas boʻlib qoladi, deb ishonilgan. Biroq, soʻnggi tadqiqotlar shuni koʻrsatadiki, soʻnggi qirq ming yil ichida kosmik nurlar oqimi ming yillikda bir yarim-ikki marta oʻzgargan.


== Kosmik nurlarning energetik zichligi ==
Yulduzlararo fazodagi kosmik nurlar oqimi energiyasining kattaligi chuqur fazoning boshqa energiyalari energiyasi bilan juda solishtirish mumkin: kosmik nurlarning energiya zichligi yulduzlararo fazoning kub santimetriga oʻrtacha bir elektron volt yoki <math>\approx</math>1 eV/sm<math>^3</math> ni tashkil qiladi, bu koʻrinadigan yulduz nurining energiya zichligi 0.3 eV/sm<math>^3</math>, galaktik magnit maydonining energiya zichligi (3 mkG deb taxmin qilinadi) <math>\approx</math>0.25 eV/sm$³$ yoki kosmik mikrotoʻlqinli fon (CMB)ning energiya zichligi <math>\approx</math>0.25 eV/sm<math>^3</math> bilan solishtirish mumkin<ref>Pinholster, Ginger (13 February 2013). „Evidence shows that cosmic rays
come from exploding stars“. Washington, DC: American Association for the Advancement of Science. </ref>.

Kosmik nurlar atmosfera va magnit maydonni himoya qilishdan tashqarida mikroelektronika va hayotga yetkazadigan zarari va ilmiy nuqtai nazardan, eng baquvvat ultra yuqori energiyali kosmik nurlarning energiyalari koʻrilganligi sababli amalda kuchli jalb qilinadi. 3 <math>\cdot10^{20}</math> eV ga yaqinlashadi, bu [[Katta adron kollayderi]] tomonidan tezlashtirilgan zarrachalarning energiyasidan taxminan 40 million marta katta. Faol galaktika yadrolarida markazdan qochma tezlanish mexanizmi yordamida bunday ulkan energiyaga erishish mumkinligini koʻrsatish mumkin. 50 joul energiyada eng yuqori energiyali ultra yuqori energiyali kosmik nurlar soatiga 90 kilometr tezlikda beysbol toʻpining kinetik energiyasi bilan taqqoslanadigan energiyaga ega. Ushbu kashfiyotlar natijasida kosmik nurlarning yanada yuqori energiyalarini oʻrganishga qiziqish paydo boʻldi. Biroq, aksariyat kosmik nurlar bunday ekstremal energiyaga ega emas; kosmik nurlarning energiya taqsimoti 0.3 gigaelektronvoltda (4.8 <math>\cdot 10^{-11}</math> J) eng yuqori nuqtaga yetadi<ref> Anchordoqui, L.; Paul, T.; Reucroft, S.; Swain, J. (2003). „Ultrahigh
Energy Cosmic Rays: The state of the art before the Auger Observatory“. International Journal of Modern Physics A. 18 (13): 2229-2366.
arXiv:hep-ph/0206072. Bibcode:2003IJMPA.18.2229A </ref>.

== Kosmik nurlar energiyasini oʻlchash ==
Birlamchi ultra yuqori energiyali kosmik nurlarning energiyalari va kelish yoʻnalishlarini oʻlchash zichlik namunalari va keng havo jalalari uchun tezkor sinxronizatsiya usullaridan foydalangan holda birinchi marta 1954-yilda MITda Rossi kosmik nurlar guruhi aʼzolari tomonidan amalga oshirilgan. Tajribada Garvard kolleji rasadxonasining Agassiz stansiyasi hududida diametri 460 metr boʻlgan doira ichida joylashgan oʻn bitta [[sintillyatsion detektor]]dan foydalanilgan. Bu ish va butun dunyo boʻylab oʻtkazilgan boshqa koʻplab tajribalardan maʼlum boʻldiki, birlamchi kosmik nurlarning energiya spektri 10<math>^{20}</math> eV dan oshadi. Xalqaro fiziklar konsorsiumi hozirda [[Argentina]] pampaslarida Auger loyihasi deb nomlangan ulkan havo dushi tajribasini oʻtkazmoqda. Loyihani dastlab [[Chikago universiteti]]dan fizika boʻyicha 1980-yilgi Nobel mukofoti sovrindori Jeyms Kronin va Lids universitetidan Alan Uotson, soʻngra Pyer Auger xalqaro hamkorlik tashkiloti olimlari boshqargan. Ularning maqsadi juda yuqori energiyaga ega boʻlgan birlamchi kosmik nurlarning xossalari va kelish yoʻnalishlarini oʻrganishdir<ref> ohnson, Thomas H. (May 1933). „The Azimuthal Asymmetry of the Cosmic Radiation“. Physical Review. 43 (10): 834-835 </ref>.

Natijalar zarrachalar fizikasi va kosmologi-yasi uchun muhim boʻlishi kutilmoqda, chunki Greysen-Zatsepin-Kuzmin nazariy chegarasi katta masofalardan (taxminan 160 million yorugʻlik yili) kosmik nurlar energiyasi uchun 10<math>^{20}</math> eV dan yuqori boʻlgan qoldiq fotonlar bilan oʻzaro taʼsir qiladi. Ayni paytda Pyer Auger rasadxonasi oʻzining aniqligini oshirish va eng katta energiyali kosmik nurlarning hali tasdiqlanmagan kelib chiqishiga oid dalillarni topish uchun yangilanishlardan oʻtmoqda.

1967-yilda OSO-3 sunʼiy yoʻldoshida oʻtkazilgan MIT tajribasida yuqori energiyali gamma nurlari (E > 50 MeV) nihoyat birlamchi kosmik nurlarda aniqlangan. Oʻshandan beri koʻplab sunʼiy yoʻldosh <math>\gamma</math>-nurlari observatoriyalari <math>\gamma</math>-nurlari osmonining xaritasini tuzdilar. Ulardan eng soʻnggisi Fermi rasadxonasi boʻlib, u bizning galaktikamizdagi diskret va diffuz manbalar tomonidan chiqariladigan gamma-nurlar intensivligining tor diapazoni va fazoviy sfera boʻylab tarqalgan koʻplab ekstragalaktik nuqta manbalarini koʻrsatadigan xaritani yaratdi.



== Shuningdek qarang ==
[[Aylanuvchi qora o'ralar]]

[[Sun'iy yo'ldoshlar orqali kosmik nurlarni qayd qilish]]

== Manbalar ==