KAS YRA KOSMINIAI SPINDULIAI?
Vadinamieji pirminiai kosminiai spinduliai-tai realityvistiniai protonai, elektronai, helio, taip pat negausūs sunkesniųjų elementų branduoliai, kurių kiekvieno energija ne mažesnė kaip šimtai megaelektronvoltų (MeV). Atlėkę iš Galaktikos platybių, Saulės, po truputį ir iš Jupiterio, jie iš visų pusių daužo Žemės atmosferą:kas sekundė į 1cm3 sminga kelios tokios reliatyvistinės. Daugumos kosminių spindulių dalelių energijos siekia kelis šimtus MeV-1 GeV. Dalelių su kelių gigaelektronvoltų energija yra jau truputį mažiau. Dar didesnių energijų link dalelių skaičius iš pradžių lėtai, o paskui vis greičiau mažėja. Nuo 10 GeV šis mažėjimas pasidaro gana spartus ir beveik pastovus-energijai padidėjus 10 kartų, dalelių skaičius sumažėja 40 kartų. Itin energingų dalelių atlekia labai mažai: pro 1 km2 plotą per valandą pralekia vos viena dalelė, kurios energija viršija šimtą milionų gigaelektronvoltų. Kosminių spindulių dalelės, pataikiusios į Žemės atmosferos atomų branduolius, sukelia branduolines reakcijas. Apšaudytieji branduoliai suskyla į protonus ir neutronus. Branduolinių reakcijų metu gali atsirasti ir nestabilių dalelių (pionų, miuonų, kaonų, hiperonų ir kt.), pozittronų, antiprotonų bei antineutronų, gama spindulių. Visi šie branduolinių reakcijų produktai pasidalija reakciją sukėlusios dalelės energiją ir išlaksto didžiuliais greičiais, tapdami antriniais kosminiais spinduliais. Jie turi pakankamai energijos, kad sukeltų naujas branduolines reakcijas. Taip didelės energijos pirminių kosminių spindulių dalelė Žemės atmosferoje sukelia didžiulę antrinių kosminių spindulių liūtį. Pirminiai kosminiai spinduliai Žemės paviršiaus beveik niekada nepasiekia . Gylyn į atmosferą jų mažėja, o antrinių kosminių spindulių gylyn į atmosferą daugėja, nes susidaro vis naujos liūtys. Daugiausia jų yra maždaug 20 kilometrų aukštyje. Leidžiantis dar žemiau, antrinių kosminių spindulių taip pat mažėja:ties Žemės paviršiumi jų lieka maždaug 30 kartų mažiau negu pirminių spindulių virš atmosferos. Kosminiai spinduliai regisyruojami ir tiriami dviejų tipų įrenginiais. Pirmieji-tai įvairūs skaitikliai ir jonizacijos kameros. Čia patekusios reliatyvistinės dalelės sukelia jonizaciją, elektros išlydį, žybsnius ir kitokius efektus, kurie leidžia nustatyti dalelės rūšį bei apskaičiuoti jos energiją. Sujungtų prietaisų baterijomis galima nustatyti reliatyvistinių dalelių judėjimo kryptį. Antrieji- tai specialios labai storos branduolinės emulsijos, jų ryšuliai su specialiais, pavyzdžiui, švininiais filtrais. Reliatyvistinės dalelės tokiose emulsijose sukelia branduolines reakcijas, kurių produktai išsilaksto į visas puses. Jų pėdsakai, primenantys iš vieno taško išeinančius žvaigždutės spindulius, užsifiksuoja emulsijoje. Abiejų rūšių įrenginiai statomi aukštai kalnuose, lėktuvais ir balionais keliami į aukštutinius atmosferos sluoksnius, kosminiais aparatais keliami virš atmosferos, gabenami į mėnulį ir tolimas tarpplanetinės erdvės vietas. Tačiau reliatyvistinių dalelių, kurių energija siekia milijardus GeV, yra taip mažai, kad nėra ko tikėtis jas pagauti minėtąja aparatūra.
Dar 1910 metais šveicarų fizikas A.Gokelis įtarė, kad iš atmosferos ateina kažkokie labai skvarbūs nematomi spinduliai, išelektrinantys elektroskopą. Po dviejų metų tai yrodė austras V. Hesas, už savo atradimą gavęs Nobelio premiją, o dar dviem metais vėliau – vokietis V.Kolhersteris. Tačiau tais laikais dar negalvota apie kosminę dalelių kilmę. Manyta, kad čia spinduliuoja radioaktyvūs izotopai Žemės atmosferoje. Nežemišką šių spindulių kilmę 1923-1926 metais nustatė amerikietis R.Milikenas, sugalvojęs pavadinimą “kosminiai spinduliai”. Beje, šis pavadinimas gana nepatogus, nes iš tikrųjų tai yra ne spinduliai o elektringos reliatyvistinės dalelės.1929 metais D. Skobelcynas, Vilsono kameroje tirdamas magnetinio lauko iškreiptus kosminių spindulių pėdsakus, įrodė, kad čia esama elektringų dalelių, ir apytikriai apskaičiavo milžiniškas jų energijas. 1932 metais kosminių spindulių liūtyse buvo rasta pozitronų, 1937-miuonų, 1947-1948 metais- kaonų, hiperonų, o paskui ir daug kitų branduolinei fizikai labai svarbių dalelių ir antidalelių. Įdomu, kad prieš karą Kauno Vytauto Didžiojo universitete, o vėliau ir Kauno poliktechnikos institute kosminius spindulius tyrė ir lietuvių fizikai K.Baršauskas, A.Puodžiukynas bei jų mokiniai.APIE TARPŽVAIGŽDINĘ MEDŽIAGĄ
Kaip jau minėta, tarpžvaigždinėje erdvėje yra dulkių debesys, sugeriantys ir išsklaidantys už jų esančių žvaigždių šviesą. Dulkelių matmenys yra 10-100nm ; jos sudarytos iš silikatų(MgSiO, MgFeSiO ), grafito, anglies karbido, kvarco, geležies ir kitų medžiagų. Dulkelės susiformuoja vėsių žvaigždžių milžinių ir supermilžinių bei supernovų atmosferose ir apvalkaluose ir, šviesos slegiamos, išlekia į tarpžvaigždinę erdvę. Dulkelės taip pat išmeta prožvaigždės ir tik ką susidariusios žvaigždės – orionidės, esančios dar gravitacinio traukimosi stadijose. Kai kurios dulkelės, esančios žemose temperatūrose tamsių debesų gelmėse, aplimpa vandens ledu, kuris susidaro dulkelių paviršiuje, jungiantis laisviesiems deguonies ir vandenilio atomams. Ledo paviršiuje dar susidaro plona vandenilio molekulių plėvelė. Dulkelių apvalkalus gali sudaryti taip pat sušalęs anglies monoksidas CO arba amoniakas NH .
Taip pat jau aptarėme, kaip tarpžvaigždinės dulkelės veikia žvaigždžių šviesą. Kadangi trumpos elektromagnetinės bangos išsklaidomos ir sugeriamos labiau už ilgas, tai žvaigždžių šviesa ne tik susilpnėja, bet ir paraudonuoja( atsiranda spalvos ekscesas ), o tada jau galima nustatyti tarpžvaigždinių dulkių kiekį tarp bet kurios žvaigždės ir stebėtojo. Tarpžvaigždinės dulkelės telkiasi į įvairaus dydžio debesis. Saulės aplinkoje dažniausiai sutinkami maždauk 10-15šm skersmens debesys, erdvė tarp debesų yra praktiškai laisva. Spiralinėse galaktikų vijose susidaro dideli dulkių debesų telkiniai, kurie optinėje šviesoje užstoja tolimesnes sritis ir atrodo kaip tamsūs Pauksčių Tako lopai. Tokie yra jau minėti Tauro-Persėjo, Gyvatnešio-Skorpiono-Šaulio tamsių debesų kompleksai, Didžioji Properša Gulbėje, Arklio Galva Orione( įklijos V pav.), Angliamaišis pietų danguje ir kt. Vidutinis tarpžvaigždinių dulkių tankis Galaktikos diske yra 10 g/cm tamsiuose debesyse jis yra 100-1000 kartų didesnis.Jeigu dulkių debesis pasitaiko erdvėje netoli didelio šviesio žvaigždžių, dulkeles apšviečia jų šviesa ir stebime vadinamąjį atspindžio ūką. Būdingas tokio ūko pavyzdys yra Meropės ūkas Sietyno žvaigždžių spiečiuje. Nors tarpžvaigždinių dulkių debesys iš karto pastebimi, tačiau jos sudaro vos 1/ visos tarpžvaigždinės medžiagos. Didžiąją tos medžiagos dalį sudaro dujos, kurios užpildo visą Galaktikos disko erdvę; vidutinis jų tankis 0.8 atomo į 1cm. Difuziniuose ūkuose, kurie šen bei ten matyti Paukščių Take, dujų tankis siekia 1000-10000 atomų į 1cm , o molekuliniuose debesyse – net 100 tūkst. milijoną atomų į 1cm. Visų Galaktikos dujų masė yra apie 4 mlrd. Saulės masių, o tai sudaro apie 2/ visų Galaktikos žvaigždžių masės. Didžiausia dujų masės dalį( 73/) sudaro neutralus, jonizuotas ir molekulinis vandenilis, helio atomai sudaro 25/ masės, o sunkieji elementai (deguonis, anglis, geležis, azotas, silicis, magnis, kalcis, natris)- apie 2/. Palyginus su Saule, tarpžvaigždinėse dujose yra šimtus kartų mažiau aliuminio, silicio, kalcio, titano, geležies. Mat šie elementai susikondensavo į dulkeles. Kaip jau minėta, tankiausi dujų telkiniai yra molekuliniai debesys, kur kartu koncentruojasi ir dulkelės. Dėl didelio debesies storio (jie tęsiasi iki 300šm) į jo centrines dalis neprasiskverbia šviesos ir ultravioletiniai spinduliai, todėl ten yra labai žema temperatūra(vos 10-30K) ir puikios sąlygos susidaryti molekulėms. Čia 90/ debesies masės sudaro molekulines vandenilis, taip pat yra CO, OH, NH, HCO ir kitų organinių labai sudėtingų molekulių- viso virš 50 rūšių. Šios molekulės sudaro vos šimtąsias procento dalis bendros debesies masės, tačiau jos labai svarbios gyvybės evoliucijai tose planetose, kurios susidaro iš molekulinių debesų medžiagos. Likusią molekulinio debesies masę sudaro atominis vandenilis(9/ masės) ir dulkės (1/ masės). Jeigu arti nėra jonizuojančios žvaigždės, tai dujų debesys nematomi, pro juos laisvai, nė kiek nesusilpnėjusi praeina už jų esančių žvaigždžių šviesa. Tarpžvaigždines dujas galima aptikti tik pagal žvaigždžių spektruose paliekamas absorbcijas linijas. Šių linijų stiprumas rodo elementų gausumą, o linijų išplitimas ar poslinkiai į vieną ar kitą pusę liudija, kad dujų debesys juda. Kartais dujų ūkas pasitaiko prie karštos O-B2 spektrinių klasių žvaigždės, ir jo molekulės yra suskaldomos, o atomai- jonizuojami,nes kinetinė temperatūra siekia 10-20 tūkst.K. Tokios jonizuoto vandenilio sritys vadinamos HII arba Striomgreno zonomis(pagal danų astronomą B. Striomgeną, kuris pirmasis jas paaiškino). Protonai po to pasigauna laisvuosius elektronus, ir tie leidžiasi šuoliais vandenilio atomo lygmenimis žemyn, spinduliudami Laimano, Balmerio, Pašeno, Breketo ir kitų serijų emisijos linijas- HII zona matoma kaip emisinis ūkas. Tokių ūkų pavyzdžiai yra Didysis Oriono ūkas, Šiaurės Amerikos ir Pelikano ūkai Gulbėje arba Trilypisūkas Šaulio žvaigždyne. Tarpžvaigždinės dujos taip pat ima švytėti, kai jas sužadina smūginė banga, susidariusi po supernovos ar novos žybtelėjimo arba dėl stipraus žvaigždžių vėjo. Taip susidaro žiediniai ūkai aplink smūginės bangos šaltinį. Švyti taip pat planetiškieji ūkai ir supernovų sprogimo liekanos.Artimiausi mums spiralinė galaktika yra Andromedos ūkas. Tai yra vienintelė Šiaurės pusrutulio galaktika, matoma plika akimi per 1 įdešinę nuo Andromedos v.Dabar didelės skiriamosios gebos nuotraukose matyti ne tik spiralinės vijos, bet ir emisiniai ūkai, kamuoliniai spiečiai, asociacijos ir atskiros didelio šviesio žvaigžės-supermilžinės, cefeidės, pagrindinės sekos O-B žvaigždės, raudonosios milžinės.Pagal daugelį parametrų Andromedos galaktika yra panaši į mūsų Galaktiką.Ten taip pat išsiskiria diskas su spiralinėmis vijomis, centrinis telkinys, tankus žvaigždžių spiečius galaktikos centre, sferoidas ir net masyvus nematomosios medžiagos vainikas.Ši galaktika yra lyg poligonas, kuriame bandomi ir kalibruojami įvairūs tarpgalaktinių nuotolių nustatymo metodai. Neseniai, tyrinėjant Andromedos ūką spiralines vijas, buvo patvirtinta tankio bangų teorija.