(
бөлшектерінің тығыздығы ~10
2
cм
–3
-ке тең деп сипатталатын) плазмасфераны –
ионсфера плазмасы ретінде қарастыруға болады. Күннен жан-жаққа радиал
бағытта таралатын Күн плазмасының (Күн желінің) тығыздығы ~1 – 10 см
–3
-ке
тең. Ғарыштық плазманың ең аз тығыздығы жұлдызаралық және галактикааралық
кеңістіктерде (n ≈ 10
–3
– 10
–4
cм
–3
) кездеседі. Мұндай ғарыштық плазмаларда,
әдетте, термодинамикалық тепе-теңдік (дербес жағдайда электрондық және иондық
құраушы бөліктер аралығында) болмайды. Тез өтетін үрдістердегі (процестердегі)
мысалы, соққы толқындардағы плазма соққылаусыз өтеді. Күнді және жұлдызды
сырт жағынан ортасына қарай тығыздығы біртіндеп артатын (тәж, хромсфера,
фотосфера, конвекциялы аймақ, ядро) ғарыштық ұйысқан алып плазма ретінде
қарастыруға болады.
Ғарыштық плазма идеал газ болып табылады.
ҒАРЫШТЫҚ СӘУЛЕЛЕР – Жерге үнемі ғарыш кеңістігінің әр тарапынан
келіп тұратын, басым бөлігін жуықтап алғанда изотропиялық қасиетті протондар
құраған жоғары энергиялы қарапайым бөлшектердің, сонымен бірге протондардың
Жер атмосферасында ауадағы атомдар ядроларымен өзараәсерлесуі нәтижесінде
пайда болатын, іс жүзінде барлық белгілі қарапайым бөлшектер кездесетін
екінші
реттік сәулелердің ағыны.
Ғарыштық сәулелер негізінен Күн жүйесінен тысқары кеңістіктен келеді. Бұлардың
арасында
алғашқы реттік ғарыштық сәулелердің энергиясы 10
21
эВ-қа дейін жететін
жоғары энергиялы – Күннен тысқары галактикалық ғарыштық сәулелер және Күннің
ғарыштық сәулелері (энергиясы 10
10
эВ-тан аз орташа энергиялы сәулелер) болады. Күн
активтілігі артқанда ғарыштық сәулелердің осы бөлігінің үлесі де едәуір артады. Аса
жоғары энергиялы бөлшектер Біздің Галактикамыздан тыс кеңістіктен (метагалактика-
дан) де келуі ықтимал.
Ғарыштық сәулелердің ауаны иондайтынын алғаш рет 1912
ж. австриялық физик Виктор Франс
Гесс (1883 – 1964) байқаған. Жер бетінен биіктеген
сайын ауаның иондалу дәрежесі артатындықтан Гесс бұл сәулелерді ғарыштан келеді
деп жорамалдаған. Магнит өрісінде орналасқан Вильсон камерасындағы ғарыштық
сәулелердің ізін зерттеудің [1923 ж. американ физигі Р.
Милликен (1868 – 1953); 1927
ж.кеңес физиктері Д.
Скобельцын (1892–1990) және 1935 ж. С.
Вернов (1910 – 1982)]
нәтижесінде ғарыштық сәулелердің зарядты бөлшектерден (көбінесе протондардан)
құралғандығы анықталған. Жер бетінен шамамен 30 км биіктікке көтерілген ядролық
фотоэмульсияда сутектен басқа ауыр элемент ядроларының да іздері байқалған.
Ғарыштық сәулелерді әрі қарай зерттеу кезінде позитрон, мюон, пи-мезон, К-мезон,
Λ-гиперон т.б. көптеген бөлшектер табылды.
Жер бетіндегі 1 см
2
ауданға 1 секунд уақытта жуық шамамен ғарыштық сәуле
ағынынан 1 бөлшек келеді екен. Бастапқы
ғарыштық сәулелердің құрамында
90%-дай протондар, 7%-ға жуық α-бөлшектер және аз ғана мөлшерде (1%)
ауыр
Ғ
8
∑
ҒАЖАП БӨЛШЕКТЕР – ҒАРЫШТЫҚ СӘУЛЕЛЕР
235
элементтер ядролары бар. Ғарыштық сәулелер құрамында
электрондар мен по-
зитрондар (~1%), сондай-ақ жоғары энергиялы (100 МэВ-тан жоғары) фотондар
(~0,01%) да бар. Үлесі аз болғанмен фотондар (γ-кванттар) ғарыштық сәуле көздерін
анықтауда елеулі орын алады. Өйткені
фотондар магнит өрісінде өзінің бағытын
өзгертпейді. Жер магнитсферасындағы радиациялық белдеулердің пайда болуында
ғарыштық сәулелердің әсерлері мол.
Күн бетінде байқалатын хромосфералық атқылау кезінде ғарыштық сәулелердің
қарқындылығы қысқа мерзімді болса да артады. Кейбір хромосфералық атқылау
кезінде ғарыштық сәулелердің Күннен келетін бөлігі галактикалық сәулелерден едәуір
артып кетеді (мыс., 1956 ж. 23 ақпанда байқалған атқылауда 300 есеге дейін артқан).
Сәуле ағынының өзгерісін зерттеу
геомагниттік ұйтқу, полярлық жарқыл
сияқты көптеген геофизикалық құбылыстарды түсіндіруде маңызды болады.
Галактикалық ғарыштық сәулелер қарқындылығындағы периодтық өзгерістері
негізінен
Күн активтілігінің 11 жылдық цикліне сәйкес келеді. Бұл модуляция
галактикалық ғарыштық сәулелердің Күннен таралатын магниттік плазма ағынына
«ілесуі» (Күн желі) және одан шашырауы салдарынан туындайды.
Ғарыштық сәулелерді зерттеуде екі түрлі
ғарыштық физикалық және
ядролық
физикалық бағыт айқын бөлініп шықты. Алғашқы ғарыштық сәулелердің
табиғатын, олардың пайда болуын, құрамын, энергетикалық спектрлерін, уақыттық
өзгерістерін, ғарыштық сәулелердің әртүрлі құбылыстарының сипаттамаларымен
байланыстарын зерттеумен т.б. айналысады. Екінші бағытта жоғары энергиялы
ғарыштық сәулелердің заттармен өзараәсерлесулерін, қарапайым бөлшектердің ат-
мосферада пайда болуы және олардың қасиеттері зерттеледі. Осы көзқарас жоғары
энергиялы бөлшектер физикасымен тығыз байланысты болады. Атап айтсақ екінші
реттік ғарыштық сәулелерді зерттеу
позитрон (1932),
мюон (1937),
π-(1947) және
К-мепзондарды, Λ-гиперонды ашуға әкеп соқтырды.
Осы кездегі түсінік бойынша ауыр ядролармен «байытылған» ғарыштық сәулелер
жеңіл ядролармен салыстырғанда сәуле көздерінде эффектілі түрде үдетілуінің
салдары болып табылады.
Жеңіл ядролы литийдің, берилийдің, бордың көп
таралу себебі ауыр ядролардың жұлдызаралық орта атомдарының ядрола-
рымен соқтығысуы кезінде ыдырауының нәтижесі. Ғарыштық сәулелердің
жұлдызаралық ортадағы (тығыздығы ~3 г/см
2
) Галактикадағы «өмір сүру» уақыты
~3∙10
–7
жыл шамасында болады. Ғарыштық сәулелер құрамында
электрондар
да (1%) кездеседі. Осы жайт
ғарыштық радиосәулелердің синхротрондық
табиғаты болатыны туралы болжалды растайды.
Ғарыштық сәулелер Жердің магнит өрісіне енгенде олар Лоренц күшінің ықпал
етуі нәтижесінде бастапқы бағыттарынан ауытқиды. Белгілі бір табалдырықты энер-
Ғ
8
∑
ҒАЖАП БӨЛШЕКТЕР – ҒАРЫШТЫҚ СӘУЛЕЛЕР
236
