Edukira joan

Erradiazio kosmiko

Wikipedia, Entziklopedia askea
Kanpo-espaziotik datorren 1 TeV-eko (1012 eV) partikula batek eta haren ondoriozko erradiazio kosmikoak Chicagon duen inpaktuaren simulazioa.

Izpi kosmikoak, erradiazio kosmiko terminoz ere izendatuak, kanpoko espaziotik datozen partikula subatomikoak dira; haien energia oso handia da, abiadura handia baitute. Izpi kosmikoak aurkitu ziren Lurreko atmosferaren eroankortasun elektrikoa energia handiko erradiazioek eragindako ionizazioen ondorio dela egiaztatu zenean.

1912. urtean, Victor Franz Hess fisikari austriarrak frogatu zuen ionizazio atmosferikoa altitudearekiko proportzionalki handitzen dela. Hau dela eta, ondorioztatu zuen erradiazioak kanpoko espaziotik etorri behar zuela. Erradiazio-intentsitatea altitudearen araberakoa dela jakiteak adierazten du erradiazioa osatzen duten partikulak elektrikoki kargatuta daudela eta Lurraren eremu magnetikoak desbideratzen dituela.

Robert A. Millikan (1926).

Ernest Rutherford-ek eta bere laguntzaileek, Hessen esperientzien aurretik, espektroskopioak behatutako ionizazioa Lurreko erradioaktibitatearen ondorio zela suposatu zuten, 1910ean Eiffel dorrearen oinarrian eta gailurrean egindako neurketek, antza, hala iragartzen baitzuten.

Robert Andrews Millikan-ek “izpi kosmikoak” terminoa asmatu zuen bere neurketen ondoren, eta ondorioztatu zuen, hain zuzen ere, oso jatorri urrunekoak zirela, baita eguzki-sistematik kanpokoak ere.

Historia

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Henry Becquerel-ek 1896an erradioaktibitatea aurkitu ondoren, uste zen, oro har, atmosferako elektrizitatea edo airearen ionizazioa, Lurreko elementu erradiaktiboen erradiazioak edo haiek eratzen dituzten gas erradioaktibo edo radon-aren isotopoek sortzen zutela.[1]

1900ko hamarkadan konturatu ziren, Lurretik urrundu ahala, airearen ionizazio-tasak handitu egiten zirela. Hala ere, ionizazio hori aireak berak gorantz garraiatzen zuela deritzoten jakintsuek.[2]

Aurkikuntza

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Pacini neurketa bat egiten 1910ean

1909an, Theodor Wulf-ek elektrometroa sortu zuen, hermetikoki itxitako edukiontzi batean ioi produkzioa neurtzeko gai den gailua, eta Eiffel dorrearen puntan oinarrian baino erradiazio gehiago zegoela erakusteko erabili zuen.[3] Edonola, Physikalische Zeitschrift egunkarian argitaratu zuen txostenak ez zuen arrakasta handirik izan.

1911an, Domenico Pacini fisikariak ionizazio-tasen aldibereko aldaketak neurtu ahal izan zituen hiru altueratan: laku baten gainazalean, itsasoaren gainazalean eta hiru metroko sakoneran. Erradioaktibitateak ur azpian zuen gutxitzea behatuta, Pacinik ionizazioaren zati bat behintzat Lurraren erradioaktibitatearen ondorioa ez den beste iturri batek sortua izan behar zela ondorioztatu zuen.[4]

Ionizazioaren handitzea altitudearen arabera, Hessek 1912an (ezkerrean) eta Kolhörsterrek (eskuinean) neurtuta.

1911. eta 1912. urteetan, Victor Hess-ek doitasun handiko hiru elektrometro[5] 5300 metroko altitudera igo zituen globo aerostatiko batean, neurketak egiteko.[5] Lortu zituen balioek adierazi zuten ionizazio-tasa itsaso-mailan neurtutakoa baino lau aldiz handiagoa zela. Gainera, erabateko eguzki-eklipse batean egin zuen neurketa-tanda baten bitartez eta ikusita neurtutako balioak ia berberak zirela, Eguzkia erradiazioaren iturri nagusia ez zela ondorioztatu zuen.[5] Azkenik, zera esan zuen: “Behaketen emaitzak azaltzeko, gure atmosferaren kanpotik oso potentzia handiko erradiazioa etortzen dela suposatu behar dugu”.[6] Hess-ek lortutako emaitzak Werner Kolhörster fisikariak berretsi zituen bi urte beranduago, 9 kilometroko altueran egindako neurketa batzuekin.[7][8]

1936. urtean, Hess-ek Fisikako Nobel Saria irabazi zuen aurkikuntza honengatik.[9]

Identifikazioa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

1920ko eta 1930ko hamarkadetan zehar, ionizazio-tasak neurtzeko teknikak izugarri garatu ziren, globo aerostatikoak dagoeneko atmosferako goreneko geruzetara iristeko gai baitziren eta baita ur azpian sakonera handietara murgiltzeko ere. Aurrera pauso hauen ondorioz, hainbat esperimentu eta neurketa egin ziren urte haietan zehar.[10]

1920ko hamarkadan, Robert Millikan fisikariak izpi kosmiko terminoa asmatu zuen, ionizazioaren neurketak egin ondoren. Bere ustez, emaitza horiek frogatzen zuten izpi kosmiko primarioak gamma izpiak, hau da, fotoi energetikoak zirela. Proposatu zuen teorian esaten zuen izpi horiek izarrarteko espazioan  sortuak direla, hidrogeno atomoek elementu pisutsuagoak sortzeko egiten dituzten fusioen ondorioz eta, bestetik, elektroi sekundarioak atmosferan eratzen direla gamma izpien Compton efektuarengatik.

Halaber, 1927an, Jacob Clay-ek demostratu zuen izpi kosmikoen intentsitatea handitu egiten dela tropikoetatik latitude ertainetara.[11] Beraz, eremu geomagnetikoak izpi kosmikoak desbideratzen dituela ikusi zuen eta, ondorioz, izpi kosmiko primarioek karga dutela demostratu zuen (Millikan-ek esaten zuen izpi primario horiek fotoiak zirela, baina haiek ez dute kargarik).

Gainera, 1929an, Bothe eta Kolhöster-ek 4,1 cm-ko urre zati bat zeharkatzen zuten izpi kosmikoko partikula kargatuak aurkitu zituzten.[12] Jakina, ez zen posible hain energetikoak ziren partikulak Millikan-ek proposatutako fusio prozesuan sortuak izatea.

1930. urtean, Bruno Rossi-k iragarri zuen intentsitate ezberdintasun nabari bat egongo zela ekialdetik eta mendebaldetik iritsitako izpi kosmikoen artean, partikula primarioen kargaren arabera, “east-west effect” deritzona.[13] Hipotesi horren ondoren egin ziren hiru esperimentu independentek,[14][15][16] mendebaldetik etorritako izpien intentsitatea handiagoa zela frogatu zuten eta, eremu geomagnetikoari erreparatuta, izpi primario gehienek karga positiboa zutela ondorioztatu zuten. Beranduago frogatu zen partikula horiek gehien bat protoiak zirela eta atmosferan sortutako izpi sekundarioak elektroiak, fotoiak eta muoiak zirela zati handi batean. 1948an, atmosferaren goreneko geruzara emultsio nuklearrak eraman ondoren, ikusi zuten izpi primarioen % 10 helioaren nukleoak (alfa partikulak) direla eta % 1 elementu pisutsuagoen (burdina eta karbonoa, besteak beste) nukleoak direla.[17][18]

“East-west effect” deritzona neurtzeko saiakera batean, Rossi-k bata bestearengandik oso urrun zeuden bi Geiger kontagailutan ia aldibereko deskargak neurtu zituen hainbat aldiz, ausaz gertatuko liratekeenak baino askoz gehiago.[19] 1937an, Pierre Auger-ek fenomeno berbera detektatu zuen eta arreta handiz aztertu zuen. Energia handiko izpi kosmiko primarioen eta atmosferan dauden nukleoen artean nolabaiteko interakzioa dagoela ondorioztatu zuen,eta baita honek interakzio sekundarioen segida luze bat eragiten duela gero. Interakzio-kate hauek partikula-jauzi atmosferikoa produzitzen dute, alegia, elektroien eta protoien erorketa Lurraren gainazaleraino.[20]

Iturriak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izpi kosmikoen iturriei buruzko lehen espekulazioek Baade eta Zwickyren 1934ko proposamena ekarri zuten, izpi kosmikoak supernobetan sortzen zirela iradokitzen zuena.[21] 1948an, Horace W. Babcockek izar magnetiko aldakorrak izpi kosmikoen iturri izan zitezkeela proposatu zuen.[22] Ondoren, Sekidok eta beste batzuek (1951) Karramarroaren nebulosa identifikatu zuten izpi kosmikoen iturri gisa.[23] Ordutik, izpi kosmikoen iturri potentzial ugari agertzen hasi ziren, hala nola supernobak, nukleo galaktiko aktiboak, quasarrak eta gamma izpien eztandak.[24]

Izpi kosmiko galaktiko eta Eguzkitiko partikula energetikoen grafikoa.

Ondorengo esperimentuek izpi kosmikoen iturriak ziurtasun handiagoz identifikatzen lagundu dute. 2009an, Argentinako Pierre Auger Behatokiko zientzialariek Izpi Kosmikoen Nazioarteko Konferentzian aurkeztutako artikulu batek Centaurus A irrati-galaxiatik oso gertu dagoen zeruko leku batetik zetozen energia oso handiko izpi kosmikoak erakutsi zituen, nahiz eta egileek berariaz baieztatu Centaurus A izpi kosmikoen iturri gisa berresteko ikerketa gehiago beharko zirela.[25] Hala ere, ez zen inolako korrelaziorik aurkitu gamma izpien eztandaren eta izpi kosmikoen artean, eta, horregatik, egileek goi-muga hauek ezarri zituzten: 3,4 × 10-6× erg × cm-2 gamma izpien eztandetatik eratorritako 1 GeV - 1 TeV-eko izpi kosmikoen fluxuan.[25]

2009an, supernobak izpi kosmikoen iturri gisa zehaztu zituztela esan zuten, Very Large Telescopeko[26] datuak erabiltzen zituen talde batek egindako aurkikuntza zela eta. Analisi horri, ordea, kontra egin zioten 2011n, PAMELA-ren datuekin: «Hidrogeno eta helio nukleoen forma espektralak desberdinak dira, eta ezin dira ondo deskribatu potentzien lege bakar baten bidez», eta horrek izpi kosmikoak sortzeko prozesu konplexuagoa iradokitzen du.[27] 2013ko otsailean, ordea, Fermiren datuak aztertzen zituen ikerketa batek erakutsi zuen, pioi neutroen desintegrazioaren behaketa baten bidez, supernobak, hain zuzen, izpi kosmikoen iturri zirela, eta leherketa bakoitzak, gutxi gorabehera, 3 × 1042 eta 3 × 1043 J izpi kosmiko sortzen zituela.[28][29]

Hala ere, supernobek ez dituzte izpi kosmiko guztiak sortzen, eta sortzen dituzten izpi kosmikoen proportzioa ikerketa sakonago bat egin gabe erantzun ezin daitekeen kontua da.[30] Supernobetako prozesu erreala eta atomoak azeleratzen dituzten nukleo galaktiko aktiboak azaltzeko, fisikariek talka-frontearen azelerazioa erabiltzen dute onargarritasun-argudio gisa.

2017an, Pierre Auger Kolaborazioak anisotropia ahul baten behaketa argitaratu zuen energia handieneko izpi kosmikoen heltze norabideetan.[31] Zentro Galaktikoa eskualde defizitarioan dagoenez, anisotropia hori izpi kosmikoek energia altuenetara duten jatorri estragalaktikoaren frogatzat har daiteke. Horrek esan nahi du trantsizio-energia bat egon behar dela iturri galaktikoetatik estragalaktikoetara, eta izpi kosmikoen iturri mota desberdinak egon daitezkeela energia-maila desberdinei laguntzeko.

Izpi motak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
Partikula kosmiko primarioak atmosfera molekula batekin talka egiten du, partikula-jauzi atmosferiko bat sortuz.

Izpi kosmikoak bi motatakoak izan daitezke: izpi primarioak eta izpi sekundarioak

Izpi kosmikoak izpi kosmiko primario gisa sortzen dira, jatorriz hainbat prozesu astrofisikotan sortutakoak. Izpi kosmiko primarioak nagusiki protoiez eta alfa partikulez (% 99) osatzen dira, nukleo astunagoen kopuru txiki batekin (%≈1) eta positroi eta antiprotoien proportzio oso txikiarekin.[32] Izpi kosmiko sekundarioek, hots, atmosferarekin talka egitean izpi kosmiko primarioen desintegrazioaren ondorioz sortutakoek, fotoiak, hadroiak eta leptoiak (hala nola elektroiak, positroiak, muoiak eta pioiak) barne hartzen dituzte.

Izpi primarioak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izpi kosmiko primarioak eguzki-sistemaren kanpotik datoz gehienbat, eta, batzuetan, baita Esne Bidearen kanpokotik ere. Lurreko atmosferarekin elkarrekintzen dutenean, izpi sekundario bihurtzen dira. Helio- eta hidrogeno-nukleoen masa-proportzioa (% 28) unibertsoan aurki daitekeen ugaritasun-proportzioaren (% 24) antzekoa da.[33] Geratzen den frakzioa beste nukleo astunagoek osatzen dute: nagusiki, litioa, berilioa eta boroa. Nukleo hauek izpi kosmikoetan ugariago agertzen dira (≈% 1) eguzki-atmosferan baino, non 10-3 baino ez diren helioa bezain ugariak (kopuruz). Helioa baino astunagoak diren nukleo kargatuz osatutako izpi kosmikoei HZE (Ingelesez “high”, H; “atomic number”, Z; eta “energy”, E) ioi deritze. HZE ioien karga handia eta izaera astuna dela eta, espazioan dagoen astronauta baten erradiazio dosian ekarpen esanguratsua egiten dute, hauek nahiko urriak izan arren.

Ugaritasun-alde hori izpi kosmiko sekundarioak eratzeko moduaren emaitza da. Karbonoaren eta oxigenoaren nukleoek izarrarteko materiarekin talka egiten dute litioa, berilioa eta boroa sortzeko, izpi kosmikoen espalazioaren adibide bat. Espalazioa da, halaber, burdinazko eta nikelezko nukleoek izarrarteko materiarekin talka egitean sortzen diren izpi kosmikoetan eskandio-, titanio-, banadio- eta manganeso-ioi ugari egotearen arrazoia.[34] Energia handietan konposizioa aldatu egiten da, eta nukleo astunenek ugaritasun handiagoa dute energia-maila batzuetan. Egungo esperimentuen helburua da energia handiko konposizioaren neurketa zehatzagoak egitea.

Izpi sekundarioak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izpi kosmikoak Lurreko atmosferan sartzen direnean, atomoekin eta molekulekin talka egiten dute, batez ere oxigenoarekin eta nitrogenoarekin. Elkarrekintzak partikula arinagoen partikula-jauzi atmosferikoa eragiten du, erradiazio sekundarioko partikula-jauzi atmosferiko deiturikoa, X izpiak, protoiak, alfa partikulak, pioiak, muoiak, elektroiak, neutrinoak eta neutroiak barne hartzen dituena.[35] Talkaren ondorioz sortutako partikula sekundario guztiek ibilbideak egiten dituzte partikula primarioaren jatorrizko ibilbidearen gradu baten barruan.

Talka horietan sortzen diren ohiko partikulak neutroi eta mesoi kargatuak dira, hala nola pioi positiboak edo negatiboak eta kaoiak. Horietako batzuk, gero, muoietan eta neutrinoetan desegiten dira, eta horiek Lurraren gainazalera iristeko gai dira. Energia handiko muoi batzuk sakonera txikiko meategietan sartzen dira, eta neutrino gehienek Lurra zeharkatzen dute elkarrekintza gehiagorik gabe. Beste batzuk fotoietan desintegratzen dira, eta, ondoren, partikula-jauzi atmosferiko elektromagnetikoak sortzen dituzte. Horregatik, fotoiekin batera, elektroiak eta positroiak dira nagusi partikula-jauzi atmosferikoetan. Partikula horiek eta muoiak erraz detekta daitezke partikula-detektagailu mota askoren bidez, hala nola, laino-ganberak, burbuila-ganberak, ur-Txerenkov detektagailuak edo izarniadura-detektagailuak. Aldi berean zenbait detektagailutan partikula-jauzi atmosferiko sekundario bat behatzeak adierazten du partikula guztiak gertaera horretatik datozela.

Ilargia, Compton Gamma Izpien Behategitik ikusia, 20 MeV-tik gorako energiko gamma izpiekin. Gainazaleko izpi kosmikoen bonbardaketak eragiten ditu.[36]

Eguzki-sistemako beste gorputz planetarioen aurka talka egiten duten izpi kosmikoak zeharka detektatzen dira, gamma izpien teleskopioen bidez energia handiko gamma izpien igorpenak behatuz. Desintegrazio erradioaktiboko prozesuetatik bereizten dira beren energia altuenengatik, 10 MeV inguru.

Detekzio metodoak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
MGIC teleskopioa

Bi eratako detekzio metodo nagusi daude. Lehenengoa espazioko edo altuera handietako izpi kosmiko primarioen zuzeneko detekzioa da; globo aerostatikoak erabiliz egiten da. Bigarrena izpi sekundarioen zeharkako detekzioa da, adibidez, energia altuko partikula-jauzi atmosferiko bitarteko detekzioa. Aipagarria da esatea zuzeneko detekzioan izpi kosmikoak zuzenean neurtzen direla, eta zeharkako detekzioarekin izpi primarioen aztarnak neurtzen direla.

Energia altuko partikula subatomikoen neurketak lurrean oinarritutako detekzio tresnen bitartez egiten dira gaur egun. Orokorrean, zuzeneko detekzioa zeharkako detekzioa baino zehatzagoa da. Hala ere, izpi kosmikoen fluxua energiarekin txikitzen denez, 1PeV baino energetikoagoak diren partikulen detekzioa zailtzen da. Bi detekzio metodoak, bai zuzeneko detekzioa bai zeharkakoa, teknika anitzen bitartez egin daitezke.

Zuzeneko detekzioa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Zuzeneko detekzioa egin daiteke NEE-n (Nazioarteko Espazio Estazioa) dauden mota guztietako partikula detektagailuekin, sateliteekin edo altuera handiko globoekin. Hala ere, pisuarekin eta tamainarekin lotutako mugek erabilgarriak diren detektagailuen motak murrizten dute.

Zuzeneko detekzioaren metodoaren adibide bat Robert Fleischerrek, P. Buford Pricek eta Robert M. Walkerrek sortutako aztarna nuklearretan oinarritutako detekzioa da, altuera handiko globoentzat.[37] Adibidez, Metodo honetan, plastiko gardenezko xaflak (0,25 mm-ko lodierako Lexan polikarbonatoa, adibidez) bata bestearen gainean agerian jartzen dira, espazioko izpi kosmikoen eraginpean. Karga nuklearrak lotura kimikoen haustura edo ionizazioa eragiten du plastikoan. Plastikozko pilaren azalean ionizazioa txikiagoa da, izpi kosmikoen abiadura handia delako. Gainera, pilaren gainazalean gertatzen den balaztatzearen ondorioz, izpi kosmikoen abiadura txikituz doa, eta ionizazioa ibilbidearekin handituz doa. Ondoren, lortzen diren plastikozko xaflak grabatu egiten dira, edo motel disolbatzen dira sodio hidroxido kaustikoko disoluzio epel batean. Ezaguna da gainazalaren “galeraren” abiadura. Ionizaturiko bidean zehar, sodio hidroxido kaustikoak plastikoa azkarrago disolbatzen du. Azkenik, plastikoa disolbatzerakoan, kono formako hutsunea utziko du, zehaztasun-handiko mikroskopioekin neurtuko dena.

Teknika honek kurba bakar bat sortzen du nukleo atomikoko, 1etik 92ra bitartekoa. Horrela, plastikozko pila zeharkatzen duen izpi kosmikoaren karga eta energia identifikatzeko aukera ematen digu. Zenbat eta ionizazio handiagoa izan ibilbidean zehar, orduan eta handiagoa izango da karga. Izpi kosmikoak detektetzeaz gain, teknika hau fisio nuklearretik sortutako nukleoak detektatzeko ere erabiltzen da.

Zeharkako detekzioa

[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gaur egun, lurreko hainbat metodo daude izpi kosmikoak detektatzeko, bi kategoria nagusitan bana daitezkeenak:

  1. partikula sekundarioak, neurtzea partikula-detektagailuen bidez, partikula-jauzi atmosferiko zabaletan (extensive air showers, EAS).
  2. EAS-ak atmosferan sortutako erradiazio elektromagnetikoaren detekzioa.

Detektagailuak zeharkatzen dituzten EAS multzoen partikulak detektatzen dira. EAS multzoek zeruko eremu zabal bat beha dezakete, eta denboraren % 90 baino gehiago aktibo egon daitezke. Hala ere, Txerenkov teleskopioak baino gaitasun gutxiago dute izpi kosmikoen hondoko efektuak bereizteko. Abangoardiako EAS multzo gehienek plastikozko izarniatzaileak erabiltzen dituzte. Halaber, partikulak detektatzeko ingurunea lortzeko, ur likidoa edo izotza erabiltzen da. Ingurune horietatik Txerenkov erradiazioa sortzen duten partikulak pasa daitezke eta, horrela, detektatu egiten dira. [38] Beraz, hainbat EAS multzo ur/izotz Txerenkov detektagailuak erabiltzen dira plastikozko izarnitzaileen alternatiba gisa. Zenbait detektagailu konbinatuz, EAS multzo batzuk aztertuz, muoiak partikula sekundario arinagoetaz bereizi daitezke (fotoiak, elektroiak, positroiak). Partikula sekundarioen eta muoien arteko frakzioa izpi kosmiko primarioen masa-konposizioa kalkulatzeko modu tradizional bat da.

Izpi sekundarioak detektatzeko modu historiko batean (oraindik ere demostrazioetarako erabiltzen dena), alegia, laino-ganbera baten bidezkoa da,[39] pioiak desintegratzerakoan, muoi sekundarioak detektatu daitezke. Laino-ganberak, bereziki, eskuragarri dauden materialekin egin daitezke, DBH-ko laborategi batean ere eraiki daitezke. Bostgarren detekzio metodo bat dago, burbuila-ganberak erabiltzen dituena.[40]

Bigarren kategoriako lehen detekzio-metodoak Txerenkov teleskopioa du izena. Energia baxuko izpi kosmikoak (<200 GeV) detektatzeko diseinatuta dago, Txerenkov erradiazioa aztertuz. Gure kasuan, gamma izpiak neurtzeko erabiltzen dira.[41] Nahiz eta teleskopio horiek oso onak diren hondoko erradiazioa eta izpi kosmikoek sortutako erradiazioa bereizteko, gau ilunetan bakarrik funtziona dezakete, Ilargiak distirarik egiten ez duenean. Bestalde, ikus-eremu oso txikiak dituzte, eta denbora guxti daude aktibo.

Bigarren metodo batek atmosferan zehar higitzen diren partikulek atmosferako nitrogeno partikulen kitzikapenak eragindako nitrogeno-fluoreszentziaren argia detektatzen du. Metodo hau zehatzena da energia handieneko izpi kosmikoetarako, batez ere partikula-detektagailuen EAS multzoekin konbinatzen denean.[42] Aurreko metodoa bezala, gau ilunetan soilik erabiltzen da.

Beste metodo batek partikula-jauzien irrati-uhinak detektatzen ditu. Teknika honek partikula detektagailuen antzeko jarduera altuko zikloak ditu. Metodo honen zehaztasuna handitu da azken urteetan eta aurreko bi metodoetarako alternatiba bihurtu daiteke, gutxienez energia altuetan.

Erreferentziak

[aldatu | aldatu iturburu kodea]
  1. ↑ Malley, Marjorie Caroline. (2011). Radioactivity: a history of a mysterious science. Oxford University Press, 78-79 or. ISBN 978-0-19-976641-3. PMC 668403377. (kontsulta data: 2024-11-10).
  2. ↑ North, John David. (2008). Cosmos: an illustrated history of astronomy and cosmology. University of Chicago press, 686 or. ISBN 978-0-226-59441-5. (kontsulta data: 2024-11-10).
  3. ↑ Physikalische Zeitschrift.. [1899-1945], 811-813 or. ISSN 2366-9373. (kontsulta data: 2024-11-10).
  4. ↑ (Italieraz) Pacini, D.. (1912-12-01). «La radiazione penetrante alla superficie ed in seno alle acque» Il Nuovo Cimento (1911-1923) 3 (1): 93–100.  doi:10.1007/BF02957440. ISSN 1827-6121. (kontsulta data: 2024-11-10).
  5. ↑ a b c (Ingelesez) «The Nobel Prize in Physics 1936» NobelPrize.org (kontsulta data: 2024-11-10).
  6. ↑ HESS, VIKTOR F.. (1972). «Observations of the Penetrating Radiation on Seven Balloon Flights» Cosmic Rays (Elsevier): 1084-1091. ISBN 978-0-08-016724-4. (kontsulta data: 2024-11-10).
  7. ↑ Physikalische Zeitschrift.. 14 [1899-1945], 1153–1156 or. ISSN 2366-9373. (kontsulta data: 2024-11-10).
  8. ↑ Deutsche Physikalische Gesellschaft (1963- ); Deutsche Physikalische Gesellschaft (1899-1945). (1899). Verhandlungen der Deutschen Physikalischen Gesellschaft.. 16, 719–721 or. ISSN 0420-0195. (kontsulta data: 2024-11-10).
  9. ↑ (Ingelesez) «The Nobel Prize in Physics 1936» NobelPrize.org (kontsulta data: 2024-11-10).
  10. ↑ Rossi, Bruno Benedetto. (1964). Cosmic rays. New York : McGraw-Hill (kontsulta data: 2024-11-10).
  11. ↑ Clay, Jacob. (1927). Penetrating Radiation. , 1115–1127 or..
  12. ↑ Bothe, W.; Kolhörster, W.. (1929-11-01). «Das Wesen der Höhenstrahlung» Zeitschrift fur Physik 5656: 751–777.  doi:10.1007/BF01340137. (kontsulta data: 2024-11-10).
  13. ↑ Rossi, Bruno. (1930-08-01). «On the Magnetic Deflection of Cosmic Rays» Physical Review 36: 606–606.  doi:10.1103/PhysRev.36.606. ISSN 1536-6065. (kontsulta data: 2024-11-10).
  14. ↑ Johnson, Thomas H.. (1933-05-01). «The Azimuthal Asymmetry of the Cosmic Radiation» Physical Review 43: 834–835.  doi:10.1103/PhysRev.43.834. ISSN 1536-6065. (kontsulta data: 2024-11-10).
  15. ↑ Alvarez, Luis; Compton, Arthur H.. (1933-05-01). «A Positively Charged Component of Cosmic Rays» Physical Review 43: 835–836.  doi:10.1103/PhysRev.43.835. ISSN 1536-6065. (kontsulta data: 2024-11-10).
  16. ↑ Rossi, Bruno. (1934-02-01). «Directional Measurements on the Cosmic Rays Near the Geomagnetic Equator» Physical Review 45: 212–214.  doi:10.1103/PhysRev.45.212. ISSN 1536-6065. (kontsulta data: 2024-11-10).
  17. ↑ Freier, Phyllis; Lofgren, E. J.; Ney, E. P.; Oppenheimer, F.; Bradt, H. L.; Peters, B.. (1948-07-01). «Evidence for Heavy Nuclei in the Primary Cosmic Radiation» Physical Review 74: 213–217.  doi:10.1103/PhysRev.74.213. ISSN 1536-6065. (kontsulta data: 2024-11-10).
  18. ↑ Bradt, H. L.; Peters, B.. (1948-12-01). «Investigation of the Primary Cosmic Radiation with Nuclear Photographic Emulsions» Physical Review 74: 1828–1837.  doi:10.1103/PhysRev.74.1828. ISSN 1536-6065. (kontsulta data: 2024-11-10).
  19. ↑ Rossi, Bruno. (1934). Misure sulla distribuzione angolare di intensita della radiazione penetrante all'Asmara. 5 Ricerca Scientifica, 579–589 or..
  20. ↑ Auger, P.; Ehrenfest, P.; Maze, R.; Daudin, J.; Fréon, R. A.. (1939-07-01). «Extensive Cosmic-Ray Showers» Reviews of Modern Physics 11: 288–291.  doi:10.1103/RevModPhys.11.288. ISSN 0034-6861. (kontsulta data: 2024-11-10).
  21. ↑ Baade, W.; Zwicky, F.. (1934-05-01). «Cosmic Rays from Super-novae» Proceedings of the National Academy of Science 20: 259–263.  doi:10.1073/pnas.20.5.259. ISSN 0027-8424. (kontsulta data: 2024-10-31).
  22. ↑ Babcock, Horace W.. (1948-08-01). «Magnetic Variable Stars as Sources of Cosmic Rays» Physical Review 74: 489–489.  doi:10.1103/PhysRev.74.489. ISSN 1536-6065. (kontsulta data: 2024-10-31).
  23. ↑ Sekido, Y.; Masuda, T.; Yoshida, S.; Wada, M.. (1951-08-01). «The Crab Nebula as an Observed Point Source of Cosmic Rays» Physical Review 83: 658–659.  doi:10.1103/PhysRev.83.658.2. ISSN 1536-6065. (kontsulta data: 2024-10-31).
  24. ↑ «Science» imagine.gsfc.nasa.gov (kontsulta data: 2024-10-31).
  25. ↑ a b Gorbunov, D.; Tinyakov, P.; Tkachev, I.; Troitsky, S.. (2008-07). «On the correlation of the highest-energy cosmic rays with nearby extragalactic objects reported by the Pierre Auger Collaboration» JETP Letters 87 (9): 6–9.  doi:10.1134/s0021364008090014. ISSN 0021-3640. (kontsulta data: 2024-11-10).
  26. ↑ (Ingelesez) published, Clara Moskowitz. (2009-06-25). «Source of Cosmic Rays Pinned Down» Space.com (kontsulta data: 2024-11-07).
  27. ↑ Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bazilevskaya, G. A.; Bellotti, R.; Boezio, M.; Bogomolov, E. A.; Bonechi, L.; Bongi, M. et al.. (2011-04-01). «PAMELA Measurements of Cosmic-Ray Proton and Helium Spectra» Science 332: 69-72.  doi:10.1126/science.1199172. ISSN 0036-8075. (kontsulta data: 2024-11-07).
  28. ↑ Ackermann, M.; Ajello, M.; Allafort, A.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; Baring, M. G.; Bastieri, D. et al.. (2013-02-01). «Detection of the Characteristic Pion-Decay Signature in Supernova Remnants» Science 339: 807–811.  doi:10.1126/science.1231160. ISSN 0036-8075. (kontsulta data: 2024-11-07).
  29. ↑ (Ingelesez) «Science: Evidence Shows That Cosmic Rays Come From Exploding Stars | American Association for the Advancement of Science (AAAS)» www.aaas.org (kontsulta data: 2024-11-07).
  30. ↑ (Ingelesez) Jha, Alok; Boston. (2013-02-14). «Cosmic ray mystery solved» The Guardian ISSN 0261-3077. (kontsulta data: 2024-11-07).
  31. ↑ The Pierre Auger Collaboration; Aab, A.; Abreu, P.; Aglietta, M.; Samarai, I. Al; Albuquerque, I. F. M.; Allekotte, I.; Almela, A. et al.. (2017-09-22). «Observation of a Large-scale Anisotropy in the Arrival Directions of Cosmic Rays above $8 \times 10^{18}$ eV» Science 357 (6357): 1266–1270.  doi:10.1126/science.aan4338. ISSN 0036-8075. (kontsulta data: 2024-10-31).
  32. ↑ «Cosmic Rays - Introduction» web.archive.org 2012-10-28 (kontsulta data: 2024-10-31).
  33. ↑ «Cosmic Rays - Richard Mewaldt» web.archive.org 2009-08-30 (kontsulta data: 2024-10-31).
  34. ↑ Koch, L.; Engelmann, J. J.; Goret, P.; Juliusson, E.; Petrou, N.; Rio, Y.; Soutoul, A.; Byrnak, B. et al.. (1981-10-01). «The relative abundances of the elements scandium to manganese in relativistic cosmic rays and the possible radioactive decay of manganese 54» Astronomy and Astrophysics 102: L9–L11. ISSN 0004-6361. (kontsulta data: 2024-10-31).
  35. ↑ Morison, Ian. (2008). Introduction to astronomy and cosmology. Wiley, 198 or. ISBN 978-0-470-03334-0. (kontsulta data: 2024-10-31).
  36. ↑ «CGRO SSC >> EGRET Detection of Gamma Rays from the Moon» heasarc.gsfc.nasa.gov (kontsulta data: 2024-10-31).
  37. ↑ «Formation of Particle Tracks» Nuclear Tracks in Solids (University of California Press): 3–49. 2024-03-29 ISBN 978-0-520-32023-9. (kontsulta data: 2024-11-10).
  38. ↑ What are cosmic rays?. .
  39. ↑ Cloud Chambers and Cosmic Rays: A Lesson Plan and Laboratory Activity for the High School Science Classroom. Cornell University Laboratory for Elementary-Particle Physics.
  40. ↑ Chu, W. T.; Kim, Young S.; Beam, W. J.; Kwak, Nowhan. (1970-04-01). «Evidence of a Quark in a High-Energy Cosmic-Ray Bubble-Chamber Picture» Physical Review Letters 24: 917–923.  doi:10.1103/PhysRevLett.24.917. ISSN 0031-9007. (kontsulta data: 2024-11-10).
  41. ↑ «Physics Division | The Milagro Gamma-Ray Observatory | Los Alamos National Laboratory» web.archive.org 2013-03-05 (kontsulta data: 2024-11-10).
  42. ↑ Letessier-Selvon, Antoine; Stanev, Todor. (2011-07-01). «Ultrahigh energy cosmic rays» Reviews of Modern Physics 83: 907–942.  doi:10.1103/RevModPhys.83.907. ISSN 0034-6861. (kontsulta data: 2024-11-10).


Astronomia Artikulu hau astronomiari buruzko zirriborroa da. Wikipedia lagun dezakezu edukia osatuz.
"https://eu.wikipedia.org/w/index.php?title=Erradiazio_kosmiko&oldid=10242547"(e)tik eskuratuta