梦见考试是什么预兆

Атмосферна злива косм?чних промен?в, створений протоном 1 ТеВ, що вдарився в атмосферу на висот? 20 км над Землею. злива моделювався за допомогою пакету AIRES. Ан?мован? 3d модел? цього та ?нших зливив можна знайти на COSMUS.

Атмосферна злива, виявлена в камер? В?льсона.

百度 ⑥五代人刘从乂也回忆说：“昔唐之季也，四维幅裂，九鼎毛轻。

Атмосферн? зливи — це велик? каскади субатомних частинок та ?он?зованих ядер, що утворюються в атмосфер?, коли в атмосферу потрапля? первинне косм?чне випром?нювання. Коли частинка косм?чного випром?нювання, яка може бути протоном, ядром, електроном, фотоном, позитроном, вза?мод?? з ядром молекули в атмосфер?, вона утворю? велику к?льк?сть вторинних частинок, з яких склада?ться злива. У перших вза?мод?ях каскаду здеб?льшого утворюються адрони (переважно легк? мезони, так? як п?они та каони), як? швидко розпадаються в пов?тр?, створюючи ?нш? частинки та електромагн?тне випром?нювання. Залежно в?д енерг?? косм?чного випром?нювання, видимий розм?р зливи може досягати к?лькох к?лометр?в у д?аметр?.

?он?зуюче випром?нювання в?д косм?чних промен?в, в основному, склада?ться з мюон?в, нейтрон?в ? електрон?в, причому середня доза р?зна в р?зних частинах земно? кул? ?, в першу чергу, залежить в?д геомагн?тного поля, висоти над р?внем моря та фази сонячного циклу. Ек?паж? ав?акомпан?й отримують б?льшу дозу косм?чних промен?в, якщо вони регулярно виконують польоти поблизу П?вн?чного чи П?вденного полюс?в на велик?й висот?, де екранування геомагн?тним полем м?н?мальне.

Явище атмосферно? зливи був несв?домо в?дкритий Бруно Росс? в 1933 роц? п?д час лабораторного експерименту. У 1937 роц? П'?р Оже, не знаючи про результати Росс?, виявив той самий феномен ? досл?див його досить детально. В?н д?йшов висновку, що частинки косм?чного випром?нювання мають надзвичайно високу енерг?ю та вза?мод?ють з ядрами високо в атмосфер?, ?н?ц?юючи каскад вторинних вза?мод?й, як? створюють велик? потоки субатомних частинок.

?стор?я

У 1933 роц?, незабаром п?сля в?дкриття косм?чного випром?нювання В?ктором Гессом, Бруно Росс? пров?в експеримент в ?нститут? ф?зики у Флоренц??, використовуючи екранован? л?чильники Гейгера для п?дтвердження проникаючого характеру косм?чного випром?нювання. В?н використовував р?зн? схеми л?чильник?в Гейгера, включно з трьома л?чильниками, де два були розм?щен? поруч один з одним, а трет?й був розм?щений п?д ними з додатковим екрануванням. Виходячи з одночасних виявлень частинок в л?чильниках Гейгера, в?н припустив, що вторинн? частинки утворюються косм?чними променями в першому екрануючому шар?, а також на даху лаборатор??. В?н також зазначив, що в?дсоток зб?г?в значно падав для косм?чних промен?в, як? виявлялися п?д зен?тним кутом нижче $60^{\circ }$. Под?бний експеримент був проведений в 1936 роц? Г?льгертом ? Боте в Гайдельберз?.

У публ?кац?? 1939 року П'?р Оже разом ?з трьома колегами припустив, що вторинн? частинки створюються косм?чними променями в атмосфер?, ? пров?в експерименти з використанням екранованих сцинтилятор?в ? камер В?льсона на Юнгфрауйоху на висот? 3500 м над р?внем моря, на П?к-дю-М?д? на висот? 2900 м над р?внем моря ? на р?вн? моря. Вони виявили, що швидк?сть зб?г?в зменшу?ться з? зб?льшенням в?дстан? до детектор?в, але не зника? нав?ть на великих висотах. Таким чином вони п?дтвердили, що косм?чн? промен? створюють атмосферн? зливи вторинних частинок. Вони п?драхували, що первинн? частинки цього явища повинн? мати енерг?ю до 10¹⁵ еВ = 1 ПеВ.

М?ж 1935 ? 1940 роками теоретичн? досл?дження атмосферних зливив проводилися багатьма в?домими ф?зиками того часу, включаючи Бхабху, Оппенгеймера, Ландау, Росс? та ?нших. Вони базувались на ?деях квантово? теор?? ? припускали, що в ядерних полях гамма-промен? високих енерг?й здатн? утворювати електрон-позитронн? пари, а електрони й позитрони, в свою чергу, випром?нюють нов? гамма-промен?. На час Друго? св?тово? в?йни роботи над атмосферними зливами спов?льнились, оск?льки багато ключових ф?гур були залучен? до Мангеттенського про?кту. У 1950-х роках горизонтальний розпод?л частинок в атмосферних зливах розрахували японськ? вчен? Ко?ч? Камата та Джун Н?с?мура.

У 1955 роц? на станц?? Агасс?з в Массачусетському технолог?чному ?нститут? була побудована перша поверхнева детекторна система для виявлення атмосферних злив з достатньою точн?стю для виявлення напрямку прибуття первинних косм?чних промен?в. Масив Агасс?з складався з 16 пластикових сцинтилятор?в, розташованих у круглому масив? д?аметром 460 м. Однак результати експерименту щодо напрямк?в прибуття косм?чних промен?в виявилися непереконливими.

Експеримент Волкано Ранч, заснований 1959 року п?д кер?вництвом Джона Л?нсл?, був першим масивом поверхневих детектор?в достатнього розм?ру для виявлення косм?чних промен?в надвисоко? енерг??. У 1962 роц? було пов?домлено про перший косм?чний пром?нь з енерг??ю 10²⁰ еВ. Розм?р зливи становив к?лька к?лометр?в ? покривав вдв?ч? б?льшу площу, н?ж будь-яка ран?ше заре?стрована под?я, а к?льк?сть частинок у злив? оц?нювалась в $5\times 10^{10}$. Горизонтальний розпод?л частинок, виявлених на земл?, зб?гався з наближенням Кеннета Грейзена для структурних функц?й, отриманих Каматою та Н?с?мурою.

У 1965 роц? Грейзен висунув ?дею нового методу виявлення великих атмосферних злив. В?н запропонував безпосередньо спостер?гати черенковське випром?нювання частинок зливи та флуоресцентне св?тло, створене збудженими молекулами атмосферного азоту. Таким чином можна було б вим?ряти поздовжн?й розвиток зливи в атмосфер?. Цей метод був вперше усп?шно застосований ? заре?стрований у 1977 роц? на Волкано Ранч з використанням 67 оптичних модул?в.

У наступн? десятил?ття було проведено багато експеримент?в з ре?страц?? атмосферних злив, зокрема KASCADE, AGASA та HiRes. У 1994 роц? останн?й пов?домив про виявлення косм?чних промен?в надвисоко? енерг??, енерг?я яких перевищувала теоретично оч?куваний максимум. 1991 року системою флуоресцентних детектор?в HiRes була заре?стрована атмосферна злива, викликана частинкою з енерг??ю $3.2\times 10^{20}{\text{eV}}$. Станом на 2023 р?к, дос? не заре?стровано жодно? частинки з б?льшою енерг??ю, ? тому ?? публ?чно називають частинкою Oh-My-God (англ. ?О-М?й-Боже?).

Утворення атмосферно? зливи

Утворення атмосферно? зливи. Перший протон стика?ться з частинкою в пов?тр?, створюючи п?они, протони та нейтрони.

Незабаром п?сля входу в атмосферу первинна частинка косм?чних промен?в (вважатимемо надал?, що це протон або ядро) вза?мод?? з атомним ядром одного з атмосферних газ?в та створю? ядро зливи — область високоенергетичних адрон?в, яка розвива?ться вздовж розширено? тра?ктор?? первинно? частинки, доки воно повн?стю не поглинеться або атмосферою, або землею. Вза?мод?я та розпад частинок у ядр? зливи живить основн? компоненти зливи, зокрема адрони та мюони. Адронна частина потоку склада?ться здеб?льшого з п?он?в ? деяких б?льш важких мезон?в, таких як каони та ро-мезони.

Нейтральн? п?они, $\pi ^{0}$, розпадаються через електромагн?тну вза?мод?ю на пари фотон?в, як? п?дживлюють електромагн?тну складову зливи. Заряджен? п?они, $\pi ^{\pm }$, переважно розпадаються на мюони та (анти) нейтрино через слабку вза?мод?ю. Те ж саме справедливо для заряджених ? нейтральних каон?в. Кр?м того, каони також утворюють п?они. Нейтрино в?д розпаду п?он?в ? каон?в зазвичай не вважаються частинами зливи через ?х дуже низький поперечний перер?з вза?мод?? з детекторами ? вважаються частиною ?невидимо? енерг??? зливи.

Як?сно вм?ст частинок у злив? можна описати спрощеною моделлю, в як?й ус? частинки, що беруть участь у будь-як?й вза?мод?? зливи, однаково розпод?лятимуть доступну енерг?ю. Можна припустити, що в кожн?й адронн?й вза?мод?? утворюються $2N_{\text{ch}}$ заряджен? п?они ? $N_{\text{ch}}$ нейтральних п?он?в. Нейтральн? п?они розпадуться на фотони, як? живлять електромагн?тну частину зливи. А заряджен? п?они продовжують вза?мод?яти з ядрами атмосферних атом?в. П?сля $n$ вза?мод?й, частка первинно? енерг?? $E_{0}$, що припада? на адронний компонент, становить

$E_{\pi }=\left({\frac {2}{3}}\right)^{n}E_{0}$,

а електромагн?тна частина при цьому становить приблизно

$E_{\gamma }=\left(1-\left({\frac {2}{3}}\right)^{n}\right)E_{0}$.

П?он в покол?нн? $n$ несе енерг?ю $E_{0}/(3N_{\text{ch}}/2)^{n}$. Реакц?я трива?, поки п?они не досягнуть критично? енерг?? $\epsilon _{\text{c}}^{\pi }\simeq 20\,{\text{GeV}}$, при як?й вони розпадаються на мюони. Таким чином, загалом оч?ку?ться наступна к?льк?сть покол?нь:

$n_{\text{c}}=\left\lceil {\frac {\ln \left(E_{0}/\epsilon _{\text{c}}^{\pi }\right)}{\ln \left({\tfrac {3}{2}}\,N_{\text{ch}}\right)}}\right\rceil$

При цьому буде утворено$(N_{\text{ch}})^{n_{\text{c}}}=(E_{0}/\epsilon _{\text{c}}^{\pi })^{\beta }$ мюон?в, з $\beta =\ln N_{\text{ch}}/\ln(3N_{\text{ch}}/2)\simeq 0.95$. Електромагн?тна частина каскаду евольц?ону? завдяки гальм?вному випром?нюванню та народженню пар. Для простоти фотони, електрони та позитрони часто розглядаються як екв?валентн? частинки в злив?. Електромагн?тний каскад продовжу?ться, поки частинки не досягнуть критично? енерг?? $\epsilon _{\text{c}}^{\gamma }\simeq 87\,{\text{MeV}}$, в?д чого вони починають втрачати б?льшу частину сво?? енерг?? через розс?ювання молекулами в атмосфер?. Хорошим наближенням для к?лькост? електромагн?тних частинок, що утворюються в злив?, ? $N_{\gamma }\simeq E_{0}/{\text{GeV}}$. Припускаючи, що кожна електромагн?тна вза?мод?я в?дбува?ться п?сля середньо? довжини випром?нювання $X_{0}\simeq 37\,{\text{g}}/{\text{cm}}^{2}$, злива досяга? максимуму на глибин? приблизно

$X_{\text{max}}\simeq X_{1}+X_{0}\ln \left({\frac {E_{0}}{\text{GeV}}}\right)$,

де $X_{1}$ прийма?ться за глибину першо? вза?мод?? косм?чного променя в атмосфер?. Це наближення, однак, не ? точним для вс?х тип?в первинних частинок.

Виявлення

Первинна частинка прибува? з високою енерг??ю ?, отже, з? швидк?стю, близькою до швидкост? св?тла, тому продукти з?ткнень також мають тенденц?ю рухатися загалом у тому ж напрямку, що й первинна частинка, ? лише в менш?й м?р? поширюються вбоки. Кр?м того, вторинн? частинки створюють широкий спалах св?тла в прямому напрямку завдяки ефекту Черенкова, а також флуоресцентне св?тло, яке ?зотропно випром?ню?ться в?д збудження молекул азоту. Каскад частинок ? св?тло, що виробля?ться в атмосфер?, можна виявити за допомогою масив?в поверхневих детектор?в ? оптичних телескоп?в. Поверхнев? детектори зазвичай використовують Черенковськ? детектори або сцинтиляц?йн? л?чильники для виявлення заряджених вторинних частинок на р?вн? земл?. Телескопи, як? використовуються для вим?рювання флуоресценц?? та черенковського випром?нювання, використовують велик? дзеркала для фокусування св?тла на кластерах фотопомножувач?в. Нарешт?, Атмосферн? зливи випром?нюють рад?охвил? внасл?док в?дхилення електрон?в ? позитрон?в геомагн?тним полем. Як перевага перед оптичними методами, виявлення рад?оастроном?чними методами можливе ц?лодобово, а не т?льки в темну ? ясну н?ч. Таким чином, деяк? сучасн? експерименти, наприклад, TAIGA, LOFAR або обсерватор?я П'?ра Оже використовують рад?оантени на додаток до детектор?в частинок ? оптичних метод?в.

Поздовжн?й проф?ль к?лькост? заряджених частинок можна параметризувати функц??ю Гайсера–Г?ласа.

Посилання

• Значн? Атмосферн? зливи.
• Детектор атмосферно? зливи Buckland Park
• Система виявлення парку Haverah
• Система детектора HiRes
• Обсерватор?я П'?ра Оже
• HiSPARC (проект середньо? школи з астроф?зичних досл?джень з космосом)
• AIRES (розширене моделювання AIRshower): Великий ? добре задокументований пакет Fortran для моделювання поток?в косм?чних промен?в в?д Серх?о Шутто з ф?зичного факультету Нац?онального ун?верситету Ла-Плата, Аргентина
• CORSIKA, CORSIKA: ?нший код для моделювання атмосферних злив косм?чного випром?нювання в?д Д?тера Хека з Forschungszentrum Karlsruhe, Н?меччина
• КОСМУС: ?нтерактивн? ан?мован? 3D-модел? к?лькох р?зних атмосферних поток?в косм?чного випром?нювання та ?нструкц?? щодо створення власних за допомогою моделювання AIRES. В?д групи COSMUS Чиказького ун?верситету.
• М?лагро ан?мац??: Ф?льми та ?нструкц?? з ?х створення, як? показують, як Атмосферн? зливи вза?мод?ють ?з детектором Milagro. Автор: М?гель Моралес.
• CASSIM Ан?мац??: Ан?мац?я р?зних атмосферних поток?в косм?чного випром?нювання Хаджо Дрешлера з Нью-Йоркського ун?верситету.
• Експеримент SPASE2: Експеримент з атмосферною зливою на п?вденному полюс? (SPASE).
• Експеримент GAMMA: Експеримент високог?рного атмосферно? зливи.