Air shower (physics)
हवा की बौछारें उपपरमाण्विक कणों और आयनित नाभिकों के व्यापक झरनें हैं, जो वायुमंडल में तब उत्पन्न होती हैं जब एक प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरण वायुमंडल में प्रवेश करती है। जब ब्रह्मांडीय विकिरण का एक कण, जो एक प्रोटॉन, एक नाभिक, एक इलेक्ट्रॉन, एक फोटॉन, या (शायद ही कभी) एक पॉज़िट्रॉन हो सकता है, वायुमंडल में एक अणु के नाभिक के साथ बातचीत करता है, तो यह बड़ी संख्या में द्वितीयक कणों का उत्पादन करता है, जो शॉवर बनाते हैं। कैस्केड की पहली अंतःक्रियाओं में विशेष रूप से हैड्रॉन (ज्यादातर पायंस और केऑन जैसे हल्के मेसन) का उत्पादन होता है और हवा में तेजी से क्षय होता है, जिससे अन्य कण और विद्युत चुम्बकीय विकिरण का उत्पादन होता है, जो शॉवर घटकों का हिस्सा हैं। ब्रह्मांडीय किरण की ऊर्जा के आधार पर, शॉवर का पता लगाने योग्य आकार कई किलोमीटर व्यास तक पहुंच सकता है। ब्रह्मांडीय विकिरण से अवशोषित आयनीकरण विकिरण काफी हद तक म्यूऑन, न्यूट्रॉन और इलेक्ट्रॉनों से होता है, जिसकी खुराक दर दुनिया के विभिन्न हिस्सों में भिन्न होती है और यह काफी हद तक भू-चुंबकीय क्षेत्र, ऊंचाई और सौर चक्र पर आधारित होती है। एयरलाइन चालक दल ब्रह्मांडीय किरणों से अधिक विकिरण के संपर्क में आते हैं यदि वे नियमित रूप से उड़ान मार्गों पर काम करते हैं जो उन्हें उच्च ऊंचाई पर उत्तर या दक्षिण ध्रुव के करीब ले जाते हैं, जहां भू-चुंबकीय क्षेत्र द्वारा सुरक्षा न्यूनतम होती है। 1933 में ब्रूनो रॉसी ने एक प्रयोगशाला प्रयोग में अनजाने में एयर शॉवर की घटना की खोज की थी। 1937 में पियरे ऑगर, रॉसी की पिछली रिपोर्ट से अनजान थे, उन्होंने उसी घटना का पता लगाया और कुछ विस्तार से इसकी जांच की। उन्होंने निष्कर्ष निकाला कि ब्रह्मांडीय-किरण कण अत्यधिक उच्च ऊर्जा के होते हैं और वायुमंडल में उच्च नाभिक के साथ अंतःक्रिया करते हैं, जिससे द्वितीयक अंतःक्रियाओं का एक कैस्केड शुरू होता है जो उपपरमाण्विक कणों की व्यापक बौछार पैदा करते हैं। आज व्यापक वायु वर्षा का पता लगाने वाले सबसे महत्वपूर्ण प्रयोग टेलीस्कोप ऐरे परियोजना और पियरे ऑगर वेधशाला हैं। बाद वाला अब तक निर्मित ब्रह्मांडीय किरणों के लिए सबसे बड़ा वेधशाला है, जो अर्जेंटीना के रेगिस्तान में 3,000 वर्ग किमी के क्षेत्र में फैले 4 प्रतिदीप्ति डिटेक्टर भवनों और 1600 सतह डिटेक्टर स्टेशनों के साथ काम कर रहा है। 1933 में, विक्टर हेस द्वारा ब्रह्मांडीय विकिरण की खोज के तुरंत बाद, ब्रूनो रॉसी ने फ्लोरेंस में भौतिकी संस्थान में एक प्रयोग किया, जिसमें ब्रह्मांडीय विकिरण के भेदक चरित्र की पुष्टि करने के लिए परिरक्षित गीगर काउंटरों का उपयोग किया गया। उन्होंने गीजर काउंटरों की विभिन्न व्यवस्थाओं का उपयोग किया, जिसमें तीन काउंटरों की व्यवस्था भी शामिल थी, जहां दो को एक-दूसरे के बगल में रखा गया था और एक तिहाई को अतिरिक्त सुरक्षा कवच के साथ नीचे केंद्रित किया गया था। संयोग से गीजर काउंटरों से गुजरने वाले वायु-बौछार कणों का पता लगाने से, उन्होंने मान लिया कि द्वितीयक कण पहली परिरक्षण परत के साथ-साथ प्रयोगशाला की छत में ब्रह्मांडीय किरणों द्वारा उत्पादित किए जा रहे हैं, यह जानते हुए कि उन्होंने जो कण मापे हैं वे म्यूऑन थे, जो वायु बौछार में उत्पन्न होते हैं और जिन्हें केवल तीन साल बाद ही खोजा जा सकेगा। उन्होंने यह भी नोट किया कि नीचे एक चरम कोण पर पाए जाने वाले ब्रह्मांडीय किरणों के लिए संयोग दर में काफी गिरावट आती है। इसी तरह का एक प्रयोग 1936 में हीडलबर्ग में हिलगर्ट और बोथे द्वारा किया गया था। 1939 में एक प्रकाशन में, पियरे ऑगर ने तीन सहयोगियों के साथ मिलकर सुझाव दिया कि माध्यमिक कण वायुमंडल में ब्रह्मांडीय किरणों द्वारा बनाए जाते हैं, और समुद्र तल से ऊपर की ऊंचाई पर जंगफ्रॉजोच पर और समुद्र तल से ऊपर की ऊंचाई पर पिक डू मिडी पर और समुद्र तल पर परिरक्षित सिंटिलेटर और विल्सन कक्षों का उपयोग करके प्रयोग किए। उन्होंने पाया कि डिटेक्टरों की बढ़ती दूरी के साथ संयोग की दर कम हो जाती है, लेकिन उच्च ऊंचाई पर भी गायब नहीं होती है। इस प्रकार यह पुष्टि होती है कि ब्रह्मांडीय किरणें वायुमंडल में द्वितीयक कणों की हवा की बौछार पैदा करती हैं। उन्होंने अनुमान लगाया कि इस घटना के प्राथमिक कणों में ऊर्जा होनी चाहिए। क्वांटम सिद्धांत के विचार के आधार पर, 1935 और 1940 के बीच उस समय के कई प्रसिद्ध भौतिकविदों (भाभा, ओपेनहाइमर, लैंडौ, रॉसी और अन्य सहित) द्वारा हवा की बौछार पर सैद्धांतिक काम किया गया था, यह मानते हुए कि परमाणु क्षेत्रों के आसपास उच्च-ऊर्जा गामा किरणें इलेक्ट्रॉनों और पॉज़िट्रॉन के युग्म-उत्पादन से गुजरेंगी, और इलेक्ट्रॉन और पॉज़िट्रॉन विकिरण द्वारा गामा किरणों का उत्पादन करेंगे। व्यापक हवाई वर्षा पर काम मुख्य रूप से युद्ध के बाद जारी रहा, क्योंकि कई प्रमुख व्यक्ति मैनहट्टन परियोजना में शामिल थे। 1950 के दशक में, हवा की बौछार में विद्युत चुम्बकीय कणों की पार्श्व और कोणीय संरचना की गणना जापानी वैज्ञानिकों कोइची कामाटा और जून निशिमुरा द्वारा की गई थी। 1955 में, एम. आई. टी. में अगासिज़ स्टेशन पर प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरणों के आगमन की दिशा का पता लगाने के लिए पर्याप्त सटीकता के साथ हवा की बौछारों का पता लगाने के लिए पहली सतह डिटेक्टर सरणी का निर्माण किया गया था। अगासिज़ सरणी में व्यास वृत्ताकार सरणी में व्यवस्थित 16 प्लास्टिक सिंटिलेटर शामिल थे। हालाँकि, ब्रह्मांडीय किरणों के आगमन की दिशाओं पर प्रयोग के परिणाम अनिर्णायक हैं। ज्वालामुखीय खेत प्रयोग, जिसे 1959 में बनाया गया था और जॉन लिन्सले द्वारा संचालित किया गया था, उच्च-ऊर्जा ब्रह्मांडीय किरणों का पता लगाने के लिए पर्याप्त आकार का पहला सतह डिटेक्टर सरणी था। 1962 में, ऊर्जा के साथ पहली ब्रह्मांडीय किरण की सूचना दी गई थी। कई किलोमीटर के पदचिह्न के साथ, जमीन पर स्नान का आकार पहले दर्ज की गई किसी भी घटना की तुलना में दोगुना बड़ा था, जो स्नान में लगभग कणों का उत्पादन करता था। इसके अलावा, जमीन पर पाए गए कणों का पार्श्व वितरण कामता और निशिमुरा द्वारा प्राप्त संरचना कार्यों के केनेथ ग्रीसन सन्निकटन से मेल खाता है। व्यापक वायु बौछार के लिए एक नई पहचान तकनीक 1965 में ग्रीसन द्वारा प्रस्तावित की गई थी। उन्होंने शॉवर कणों के चेरेंकोव विकिरण और वायुमंडल में उत्तेजित नाइट्रोजन अणुओं द्वारा उत्पादित प्रतिदीप्ति प्रकाश का सीधे निरीक्षण करने का सुझाव दिया। इस तरह, कोई भी वातावरण में बौछार के अनुदैर्ध्य विकास को मापने में सक्षम होगा। इस विधि को पहली बार सफलतापूर्वक लागू किया गया था और 1977 में ज्वालामुखीय खेत में 67 ऑप्टिकल मॉड्यूल का उपयोग करके इसकी सूचना दी गई थी। ज्वालामुखीय खेत ने धन की कमी के कारण जल्द ही अपना संचालन समाप्त कर दिया। इसके बाद के दशकों में कई एयर-शॉवर प्रयोग हुए, जिनमें कैस्केड, ए. जी. ए. एस. ए और एच. आई. आर. ई. एस शामिल हैं। 1994 में, बाद वाले ने सैद्धांतिक रूप से अपेक्षित वर्णक्रमीय कटऑफ से परे ऊर्जा के साथ एक अति-उच्च-ऊर्जा ब्रह्मांडीय किरण का पता लगाने की सूचना दी। ब्रह्मांडीय किरण की हवा की बौछार का पता फ्लाई के आई फ्लोरोसेंस डिटेक्टर सिस्टम द्वारा लगाया गया था और इसमें अधिकतम लगभग 240 अरब कण होने का अनुमान लगाया गया था। यह लगभग की ब्रह्मांडीय किरण के लिए एक प्राथमिक ऊर्जा से मेल खाता है। आज तक, अधिक ऊर्जा वाला कोई भी कण दर्ज नहीं किया गया था। इसलिए इसे सार्वजनिक रूप से ओह-माई-गॉड कण के रूप में संदर्भित किया जाता है। एयर शॉवर फॉर्मेशन एयर शॉवर का गठन वायुमंडल के साथ प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरण की बातचीत से होता है, और फिर बाद में द्वितीयक कणों की बातचीत से, और इसी तरह। प्राथमिक कण के प्रकार के आधार पर, बौछार कण ज्यादातर हैड्रोनिक या विद्युत चुम्बकीय अंतःक्रियाओं द्वारा बनाए जाएंगे। सरल शॉवर मॉडल वायुमंडल में प्रवेश करने के कुछ ही समय बाद, प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरण (जिसे निम्नलिखित में एक प्रोटॉन या नाभिक माना जाता है) वायुमंडल में एक नाभिक द्वारा बिखरे हुए है और एक शॉवर कोर बनाता है-उच्च-ऊर्जा हैड्रॉन का एक क्षेत्र जो प्राथमिक ब्रह्मांडीय किरण के विस्तारित प्रक्षेपवक्र के साथ विकसित होता है, जब तक कि यह पूरी तरह से वायुमंडल या जमीन द्वारा अवशोषित नहीं हो जाता है। शॉवर कोर में कणों की परस्पर क्रिया और क्षय शॉवर के मुख्य कण घटकों को पोषण देता है, जो हैड्रॉन, म्यूऑन और विशुद्ध रूप से विद्युत चुम्बकीय कण हैं। शॉवर के हैड्रोनिक भाग में ज्यादातर पायंस होते हैं, और कुछ भारी मेसन, जैसे कि केओन और मेसन होते हैं। तटस्थ पायंस, विद्युत-दुर्बल अंतःक्रिया द्वारा विपरीत रूप से घूमने वाले फोटॉनों के जोड़े में क्षय होते हैं, जो स्नान के विद्युत चुम्बकीय घटक को ईंधन देते हैं। आवेशित पायंस, अधिमानतः कमजोर अंतःक्रिया के माध्यम से म्यूऑन और (एंटी) न्यूट्रिनो में क्षय हो जाते हैं। यही बात आवेशित और तटस्थ केओन के लिए भी लागू होती है। इसके अलावा, केओन भी पियोन का उत्पादन करते हैं। पियोन और केओन क्षय से न्यूट्रिनो को आमतौर पर उनके बहुत कम क्रॉस-सेक्शन के कारण शॉवर के हिस्सों के रूप में नहीं गिना जाता है, और इन्हें शॉवर की अदृश्य ऊर्जा के हिस्से के रूप में संदर्भित किया जाता है। गुणात्मक रूप से, शॉवर की कण सामग्री को एक सरलीकृत मॉडल द्वारा वर्णित किया जा सकता है, जिसमें शॉवर की किसी भी बातचीत में भाग लेने वाले सभी कण उपलब्ध ऊर्जा को समान रूप से साझा करेंगे। कोई यह मान सकता है कि प्रत्येक हैड्रोनिक अंतःक्रिया में, आवेशित पायंस और तटस्थ पायंस का उत्पादन होता है। तटस्थ पायंस फोटॉन में क्षय हो जाएंगे, जो शॉवर के विद्युत चुम्बकीय भाग को ईंधन देते हैं। चार्ज किए गए पायंस तब हैड्रोनिक रूप से परस्पर क्रिया करना जारी रखेंगे। अंतःक्रिया के बाद, हैड्रोनिक घटक में जमा प्राथमिक ऊर्जा का हिस्सा इसके द्वारा दिया जाता है, और इस प्रकार विद्युत चुम्बकीय भाग लगभग वहन करता है। इस प्रकार छठी पीढ़ी में एक पायोन की ऊर्जा होती है। प्रतिक्रिया तब तक जारी रहती है, जब तक कि पायंस एक महत्वपूर्ण ऊर्जा तक नहीं पहुंच जाते, जिस पर वे म्यूऑन में क्षय हो जाते हैं। इस प्रकार, कुल अंतःक्रियाओं की अपेक्षा की जाती है और कुल म्यूऑन का उत्पादन होता है। कैस्केड का विद्युत चुम्बकीय भाग ब्रेम्सस्ट्रालंग और जोड़ी उत्पादन द्वारा विकसित होता है। सरलता के लिए, फोटॉन, इलेक्ट्रॉन और पॉज़िट्रॉन को अक्सर स्नान में समतुल्य कणों के रूप में माना जाता है। विद्युत चुम्बकीय कैस्केड तब तक जारी रहता है, जब तक कि कण एक महत्वपूर्ण ऊर्जा तक नहीं पहुंच जाते हैं, जिससे वे वायुमंडल में अणुओं के साथ प्रकीर्णन के कारण अपनी अधिकांश ऊर्जा खोना शुरू कर देते हैं। स्नान में उत्पादित विद्युत चुम्बकीय कणों की संख्या के लिए एक अच्छा अनुमान है। यह मानते हुए कि प्रत्येक विद्युत चुम्बकीय अंतःक्रिया औसत विकिरण की लंबाई के बाद होती है, बौछार लगभग गहराई पर अपने अधिकतम स्तर तक पहुंच जाएगी, जहां इसे वायुमंडल में ब्रह्मांडीय किरण की पहली अंतःक्रिया की गहराई माना जाता है। हालाँकि, यह अनुमान सभी प्रकार के प्राथमिक कणों के लिए सटीक नहीं है। विशेष रूप से भारी नाभिक से बारिश बहुत पहले अपने अधिकतम स्तर तक पहुंच जाएगी। अनुदैर्ध्य रूपरेखा एयर शॉवर में मौजूद कणों की संख्या शॉवर के कैलोरीमेट्रिक ऊर्जा जमा के लगभग आनुपातिक होती है। पार किए गए वायुमंडलीय पदार्थ के एक कार्य के रूप में ऊर्जा जमा, जैसा कि उदाहरण के लिए इसे प्रतिदीप्ति डिटेक्टर दूरबीनों द्वारा देखा जा सकता है, शॉवर के अनुदैर्ध्य प्रोफ़ाइल के रूप में जाना जाता है। शॉवर के अनुदैर्ध्य रूपरेखा के लिए, केवल विद्युत चुम्बकीय कण (इलेक्ट्रॉन, पॉज़िट्रॉन और फोटॉन) प्रासंगिक हैं, क्योंकि वे कण सामग्री और कैलोरीमेट्रिक ऊर्जा जमा में योगदान पर हावी हैं। शॉवर प्रोफाइल की विशेषता कणों की संख्या में तेजी से वृद्धि होती है, इससे पहले कि कणों की औसत ऊर्जा शॉवर अधिकतम के आसपास नीचे गिर जाए, और बाद में धीरे-धीरे क्षय हो। गणितीय रूप से रूपरेखा को एक तिरछा गॉसियन, गैसर-हिलस फलन या ग्रीसन फलन द्वारा अच्छी तरह से वर्णित किया जा सकता है। छवि पार वायुमंडलीय गहराई या, समतुल्य रूप से, विकिरण लंबाई की संख्या के एक कार्य के रूप में, विभिन्न प्राथमिक ऊर्जाओं का उपयोग करके बौछारों की आदर्श अनुदैर्ध्य रूपरेखा को दर्शाती है। स्नान करने की आयु मापदंड को विभिन्न प्रारंभिक गहराई और विभिन्न प्राथमिक ऊर्जाओं के साथ स्नान की तुलना करने के लिए पेश किया जाता है ताकि उनकी सार्वभौमिक विशेषताओं को उजागर किया जा सके, उदाहरण के लिए हमेशा अधिकतम स्नान पर। बौछारों की अनुदैर्ध्य रूपरेखाएँ कुल कैलोरीमेट्रिक ऊर्जा जमा और बौछार की अधिकतम गहराई को मापने के संदर्भ में विशेष रूप से दिलचस्प हैं, क्योंकि बाद वाला एक अवलोकन योग्य है जो प्राथमिक कण के प्रकार के प्रति संवेदनशील है। मूल कण उच्च ऊर्जा के साथ आता है और इसलिए प्रकाश की गति के पास एक वेग होता है, इसलिए टकराव के उत्पाद भी आम तौर पर प्राथमिक के समान दिशा में आगे बढ़ते हैं, जबकि कुछ हद तक साइड की ओर फैलते हैं। इसके अलावा, द्वितीयक कण चेरेंकोव प्रभाव के कारण आगे की दिशा में प्रकाश की एक व्यापक चमक पैदा करते हैं, साथ ही प्रतिदीप्ति प्रकाश जो नाइट्रोजन अणुओं के उत्तेजना से समस्थानिक रूप से उत्सर्जित होता है। कण कैस्केड और वायुमंडल में उत्पादित प्रकाश का पता सरफेस डिटेक्टर ऐरे और ऑप्टिकल टेलीस्कोप से लगाया जा सकता है। सरफेस डिटेक्टर आमतौर पर जमीनी स्तर पर आवेशित द्वितीयक कणों का पता लगाने के लिए चेरेंकोव डिटेक्टर या सिंटिलेशन काउंटर का उपयोग करते हैं। प्रतिदीप्ति और चेरेंकोव प्रकाश को मापने के लिए उपयोग की जाने वाली दूरबीनों में पी. एम. टी. समूहों पर प्रकाश को केंद्रित करने के लिए बड़े दर्पणों का उपयोग किया जाता है। अंत में, हवा की बौछारें भू-चुंबकीय क्षेत्र द्वारा इलेक्ट्रॉनों और पॉज़िट्रॉनों के विक्षेपण के कारण रेडियो तरंगों का उत्सर्जन करती हैं। ऑप्टिकल तकनीकों पर लाभ के रूप में, रेडियो का पता लगाना चौबीसों घंटे संभव है और न केवल अंधेरी और साफ रातों के दौरान। इस प्रकार, कई आधुनिक प्रयोग, जैसे, ताइगा, लोफार, या पियरे ऑगर वेधशाला, कण डिटेक्टर और ऑप्टिकल तकनीकों के अलावा रेडियो एंटेना का उपयोग करते हैं। कॉस्मिक-रे वेधशाला संदर्भ बाहरी लिंक व्यापक वायु वर्षा भी देखें। बकलैंड पार्क एयर शॉवर डिटेक्टर हैवेराह पार्क डिटेक्शन सिस्टम हाइरेस डिटेक्टर सिस्टम पियरे ऑगर ऑब्जर्वेटरी हाइस्पार्क (कॉस्मिक्स के साथ एस्ट्रोफिजिक्स रिसर्च पर हाई स्कूल प्रोजेक्ट) एयर (एयरशॉवर एक्सटेंडेड सिमुलेशन): यूनिवर्सिडैड नैसिओनल डी ला प्लाटा, अर्जेंटीना कॉर्सिका, कॉर्सिका के भौतिकी विभाग में सर्जियो सिउटो द्वारा कॉस्मिक रे शॉवर का अनुकरण करने के लिए बड़ा और अच्छी तरह से प्रलेखित फोरट्रान पैकेजः कॉस्मिक रे एयर शॉवर का अनुकरण करने के लिए एक और कोड जो फॉर्सचुंगसेंट्रम कार्लस्रुहे, जर्मनी के डायटर हेक द्वारा किया गया हैः कई अलग-अलग कॉस्मिक रे एयर शॉवर के इंटरैक्टिव एनिमेटेड 3 डी मॉडल, और कैसे निर्देश शिकागो विश्वविद्यालय में कॉसमस समूह से। मिलाग्रो एनिमेशनः फिल्में और निर्देश कि उन्हें कैसे बनाया जाए, जिसमें दिखाया गया है कि हवा की बौछार मिलाग्रो डिटेक्टर के साथ कैसे बातचीत करती है। मिगुएल मोरालेस द्वारा। CASIM एनिमेशनः न्यूयॉर्क विश्वविद्यालय के हाजो ड्रेस्लर द्वारा विभिन्न ब्रह्मांडीय किरणों के एनिमेशन। SPASE2 प्रयोगः दक्षिण-ध्रुव वायु स्नान प्रयोग (SPASE)। जी. ए. एम. एम. ए. प्रयोगः उच्च पर्वतीय वायु स्नान प्रयोग। वायुमण्डल पृथ्वी घटना ब्रह्मांडीय किरणें