SKŁAD CHEMICZNY
Promienie kosmiczne są szybko poruszającymi się cząstkami pochodzącymi z kosmosu, które stale bombardują Ziemię ze wszystkich kierunków. Aczkolwiek w promieniowaniu kosmicznym występują wszystkie jądra układu okresowego, to jednak częstości ich występowania różnią się od spotykanych w Układzie Słonecznym. Z badań spektroskopowych wiadomo, że skład materii Galaktyki w okolicach Układu Słonecznego nie różni się znacząco od innych obszarów Galaktyki i można go uważać za za reprezentatywny dla całego dysku Galaktyki. Załączony rysunek pokazuje porównanie rozpowszechnienia pierwiastków w materii Układu Słonecznego i w promieniowaniu kosmicznym
Widać, że pierwiastki lekkie (Li, Be, B) występują znacznie częściej w promieniowaniu kosmicznym niż w znanej nam materii Galaktyki. Podobne różnice są widoczne dla pierwiastków nieco lżejszych niż żelazo (tzw."grupa żelaza", lub "sub-Fe": Sc, Ti, Cr, Mn). Efekt ten jest rezultatem długiego przebywania promieni kosmicznych w ośrodku międzygwiazdowym, podczas którego jądra promieni kosmicznych ulegają fragmentacji wskutek oddziaływań z jądrami ośrodka.
Pierwiastki Li, Be, B oraz Sc, Ti, V, Mn są bardzo rzadkie w materii Układu Słonecznego, co oznacza, że rzadko występują jako produkty końcowe nukleosyntezy w gwiazdach. Należy oczekiwać, że ich częstości występowania w źródłach promieni kosmicznych są niewielkie, zbliżone do obserwowanych w materii Układu Słonecznego. Ponieważ częstości występowania tych pierwiastków w promieniowaniu kosmicznym są o kilka rzędów wielkości większe niż w znanej nam materii w Galaktyce, wypływa stad wniosek, że praktycznie wszystkie jądra tych pierwiastków występujące w promieniowaniu kosmicznym są jądrami wtórnymi, pochodzącymi z fragmentacji cięższych, znacznie częściej występujących jąder - odpowiednio węgla, tlenu i żelaza.
Badanie zawartości jąder wtórnych stanowi metodę badania warunków propagacji promieni kosmicznych w Galaktyce. Pomiar częstości występowania jąder wtórnych i pierwotnych oraz znajomość procesu fragmentacji dostarczają informacji o ilości materii, przez którą przeszły cząstki, pomiędzy źródłem promieni kosmicznych a Ziemią. Najdokładniejsze dane istnieją dla stosunków natężeń jąder B/C, oraz sub-Fe / Fe. Dane wskazują, że cząstki promieni kosmicznych o energiach ok. 1 GeV/nukleon przechodzą przez 5-10 g/cm2 materii pomiędzy źródłami a Układem Słonecznym, przy czym zależność badanych stosunków od energii wskazuje, że przebyta droga zależy od energii cząstek, mianowicie spada ze wzrostem energii powyżej 1 GeV/nukleon.
Wypływają stąd bardzo ważne wnioski na temat propagacji promieni kosmicznych w Galaktyce.
Kształt naszej Galaktyki- Drogi Mlecznej przedstawiony z góry i z boku. Widać jasne jądro Galaktyki i rozwijające się z jądra spiralne ramiona, a w rzucie bocznym centralnie położony dysk galaktyczny. Spiralne ramiona znajdujące się w cienkim dysku zawierają warstwę pyłu.
W centralnej części Galaktyki znajduje się kuliste halo zawierające gromady kuliste gwiazd. Na rysunku zaznaczone jest również położenie Układu Słonecznego w Galaktyce. Całkowita droga 5 g/cm2, którą przechodzą promienie kosmiczne, jest stosunkowo duża. Grubość dysku Galaktyki w okolicach Układu Słonecznego, wynosząca około 200-300 pc (1 parsek(pc) = 3.26 lat świetlnych = 3.086*1016 m), odpowiada ilości materii zaledwie około 1 mg/cm2. Oznacza to, że całkowita droga jaką przebywają promienie kosmiczne, jest tysiące razy większa, niż grubość dysku galaktycznego. Tory lotu cząstek muszą być więc silnie zakrzywione tak, że cząstki zostają uwięzione w pewnych obszarach Galaktyki, przechodząc przez nie wielokrotnie. Rozprzestrzenianie się promieni kosmicznych w Galaktyce ma więc raczej charakter dyfuzji, a nie ruchu cząstek w określonym kierunku pomiędzy źródłem a miejscem obserwacji
|
 |
 |
