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.
918
TEKNISK TIDSKRIFT
men dess mindre energirika del absorberas i
atmosfären och kan inte upptäckas vid jordytan.
Den primära kosmiska strålningens natur var
ett olöst problem fram till 1948, när
engelsmannen Powell gjorde nya upptäckter vid
uppsändande av specialemulsioner med ballong till
höjder på 30 km eller mer. Vid ett av de första av
dessa försök fann man på de framkallade
plåtarna utom spår av protoner andra, som måste
härröra från tyngre atomkärnor.
Denna upptäckt fullföljdes snabbt, och man vet
nu, att den primära kosmiska strålningen
innehåller atomkärnor av alla element med
atomnummer upp till ca 40 (zirkon) i ungefär
samma relativa mängder som dessa grundämnen
förekommer i solen och i stora planeter, såsom
Jupiter. I allmänhet är ett element mer sällsynt,
ju större dess atomnummer är (fig. 5), men flera
undantag har iakttagits. Järn förekommer t.ex.
i mycket större och fluor och natrium i mycket
mindre mängd, än som motsvarar deras
atomnummer.
Antalet partiklar, som träffar jordens atmosfär,
är inte stort. Vid Minnesotas latitud kommer per
timme ca 4 000 väte-, 500—1 000 kalium-, 20
kol-och 1 järnkärna per kvadratcentimeter.
Partiklarna ger tät jonisation, varmed menas, att deras
spår i en emulsion eller en dimkammare blir
täta. Detta är anmärkningsvärt, därför att
partiklar med hög energi i allmänhet inte ger tät
jonisation. Vid mycket stor hastighet får
partiklarna nämligen färre tillfällen att slå ut
elektroner ur atomerna under en viss del av sin bana
än vid relativt liten hastighet.
En partikels jonisationsförmåga beror
emellertid också på dess laddning. Då de kosmiska
partiklarna är atomkärnor utan vidhängande
elektroner, är deras laddningar lika med deras
atomnummer Z. Den jonisation som en viss partikel
åstadkommer är ungefär proportionell mot
Z2jv2, där v är partikelns hastighet. Eftersom järn
har atomnummer 26, är en järnkärnas laddning
26 gånger en protons. Har de båda kärnorna
samma hastighet, ger därför järnkärnan 676
gånger större jonisation än protonen. Är dennas
hastighet 1/26 av den förras, blir jonisationen
densamma för båda. På grund av sin större
energi har järnkärnan emellertid mycket större
ge-nomträngningsförmåga än protonen, och därför
kan man skilja mellan deras spår i emulsioner.
Sekundära partiklar
Det är givetvis lättast att studera kosmisk
strålning vid jordytan, och man har därför också
först lyckats ta reda på en del om
sekundärstrålningens natur. Man upptäckte tidigt, att
dess absorption i materia inte växer regelbundet
med dennas skikttjocklek. Används t.ex. bly,
faller den genomsläppta strålningens intensitet
snabbt med växande skikttjocklek upp till ca 10
cm, men minskar sedan mycket långsammare.
Detta synes visa, att sekundärstrålningen består
av två komponenter. Den som fullständigt
absorberas av ett 10 cm blyskikt, kallas den mjuka
strålningen och den som passerar genom detta,
den hårda. Den senare är orsak till den
kosmiska strålningens nästan otroliga
genomträng-ningsförmåga.
Ett närmare studium av sekundärstrålningens
natur ledde till tre epokgörande upptäckter. Det
var känt, att dess partiklar ofta utsände nya
laddade partiklar med mycket höga hastigheter
från atomer i det absorberande materialet. G D
Anderson vid California Institute of Technology
började omkring 1930 studera sådana partiklar
i en stor dimkammare (fig. 1), 17 cm i diameter
och 4 cm tjock, placerad i ett magnetfält på
24 000 oe (strömstyrkan i spolarna var 2 000 A).
Detta var ett betydligt större och starkare fält,
än som tidigare någonsin använts, och det
kunde därför väntas, att även mycket snabba
partiklar skulle ge märkbart krökta dimspår i
kammaren.
Fig. 5. Fördelningen av kärnor med olika atomnummer i
kosmisk primärstrålning.
Positronen
Bland flera tusen dimkammarfotografier av
partiklar i kosmisk strålning fick Anderson en
(fig. 6) visande spår av två partiklar, som utgick
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
