Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - H. 40. 3 november 1951 - Kosmisk strålning, av SHl
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
3 november 1951
915
Kosmisk strålning
Redan omkring sekelskiftet iakttog forskare i
England och Tyskland, att elektroskop
urladdades, även när de skyddades mot känd
joniserande strålning. Man trodde i allmänhet, att orsaken
härtill var radioaktiva ämnen på jorden och i
luften. Det är inget tvivel om att sådan strålning
finns, men fortsatta undersökningar visade så
märkliga egenskaper hos den joniserande
strålningen, att den måste anses komma till jorden
från världsrymden. Millikan kallade den därför
1925 kosmisk strålning.
Varför studerar man då ett fenomen, som har
sitt ursprung utanför jorden? Undersökningen
av det har i sig själv stort intresse för fysikerna,
dels på grund av dess mångsidighet och de
åtföljande fenomenens invecklade karaktär, dels
därför att kosmisk strålnings yttersta ursprung
väcker människans omättliga nyfikenhet. Vidare
har kosmisk strålning högre energi, än som
hittills kunnat och kanske någonsin kan
åstadkommas med av människor byggda apparater.
Därför är den ett värdefullt redskap vid studiet av
atomkärnan, och detta kan slutligen leda till
praktiska tillämpningar.
Hur studeras kosmisk strålning?
För att mäta kosmisk strålnings intensitet
användes först jonkammare av något slag. Efter
1928, då Geiger-Müller-röret konstruerades, har
detta använts i stor utsträckning. Dessa båda
apparater registrerar alla inkommande
joniserande partiklar men kan inte skilja mellan olika
slag av dessa. Genom att anordna två eller flera,
koincidenskopplade GM-rör i linje efter varandra
har man fått strålningsteleskop, med vilka
strålningsintensiteten i olika riktningar kan mätas.
(Koincidenskopplingen innebär att bara de
partiklar registreras som passerar alla GM-rören).
År 1927 började ryssen Skobelzyn använda
Wilsons dimkammare för att studera kosmisk
strålnings natur. För att om möjligt få se slutet
av de snabba partiklarnas banor ökades vanligen
deras retardation genom att fylla dimkammaren
med en gas under tryck. I början gjorde man
expanderingar och fotograferade spåren på en
slump i förhoppning att lyckas få med en
intressant händelse. Genom att placera en
dimkammare mellan två koincidenskopplade GM-rör kan
man emellertid få en partikel att registrera sitt
eget spår i den; ett relä förbundet med
koincidenskopplingen utlöser härvid dimkammarens
523.165
537.591
expansion och kameran strax efter det partikeln
har passerat. Man tar oftast samtidigt bilder av
dimspåren från två håll, varvid den ena är en
direkt bild och den andra en spegelbild.
Blott elektriskt laddade partiklar ger
dimkam-marspår. För att av dessa kunna sluta sig till
partiklarnas energi placerar man dimkammaren
i ett magnetfält (fig. 1), varvid dess plan ställs
lodrätt och vinkelrätt mot fältet. De
koincidenskopplade GM-rör, som utlöser apparaten,
monteras över och under dimkammaren. Genom
fältets inverkan blir partikelns bana böjd, och
dennas krökningsradie r står i följande relation
till fältstyrkan H och partikelns kinetiska energi
Hev = mv2i’r eller inv = eHr (1)
där m är partikelns massa, e dess laddning och
v dess hastighet.
Rörelsemängden mv kan tydligen beräknas,
utan att man känner massan, och detsamma
gäller för totalenergin hos partiklar, vilkas
hastighet närmar sig ljushastigheten c. Då är
nämligen m = m0J v/1—ß2, där m0 är partikelns
vilo-massa och ß ■= vjc. Sätter man in i ekv. (1), fås
eller
moßc/^1— ß2 = eHr
(2)
ß=vjc= Hr/\’{m0c/e† + (Hr)2
När v närmar sig c, måste /7?0c/e kunna
försummas vid sidan av Hr.
Enligt relativitetsteori är en partikels
totalenergi
Et = moe2 (iNl—ß2 — 1) -\-moc2 = mc2 (3)
Då mc2 = mvc2jv, får man enligt ekv. (1) och (2)
Et = eHrc2/v = ec \’(m0c/e)2 + (Hr)2 æ ecHr (4)
Partikelns kinetiska energi är egentligen Et —
m0c2, men för t.ex. en elektron är m0c2 bara 0,511
Fig. i. Apparat för
tagning av
dimkammarfotografier i ett magnetfält; 1
spolar, 2 polskor, 3
dimkammare, 4 kamera.
0
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
