კოსმოსური სხივი

კოსმოსური სხივები, ასტრონაწილაკები — მაღალი ენერგიის ნაწილაკთა ნაკადი, რომელიც მოედინება მზიდან, ჩვენი გალაქტიკიდან და შორეული კოსმოსიდან (პირველადი სხივები), აგრეთვე ამ ნაწილაკების მიერ დედამიწის ატმოსფეროში ატომბირთვებთან ურთიერთქმედებისას წარმოქმნილ ელემენტარულ ნაწილაკთა ნაკადი (მეორეული სხივები). კოსმოსური სხივების ფიზიკა შეისწავლის კოსმოსური წარმოშობის მაღალენერგიული კვანტების და ნეიტრინოების ნაკადებსაც. კოსმოსიდან დედამიწამდე აღწევს მხოლოდ სტაბილური ნაწილაკები – ძირითადად, პროტონები (92%) და αあるふぁ ნაწილაკები (6%), აგრეთვე ელექტრონები (1%). მსუბუქი (Li, Be, B), საშუალო (C–F), მძიმე (მასური რიცხვით A>10) და ზემძიმე (A>20) ატომბირთვები (1%). ამასთანავე, Li, Be, B ნაწილაკეის კონცენტრაცია კოსმოსური სხივებში რამდენიმე ათასჯერ აღემატება მათ კონცენტრაციას ვარსკვლვთშორის სივრცეში. გალაქტიკური კოსმოსური სხივების ძირითად წყაროდ მიიჩნევენ ზეახალი ვარსკვლავების აფეთქებებს, ასევე ძლიერი მაგნიტური ველის მქონე სწრაფად მბრუნავ ნეიტრონულ ვარსკვლავებს (პულსარებს და მაგნეტარებს) და გალაქტიკების აქტიურ ბირთვებს. დამუხტული ნაწილაკები შემდგომ ჩქარდება კოსმოსური დარტყმითი ტალღების გავლენით და ვარსკვლავთშორის მაგნიტურ ველებთან ურთიერთქმედებით. კოსმოსური სხივების ნაწილაკების უდიდესი ნაწილის ენერგია (1 გევ) თითქმის 10⁶-ჯერ აღემატება ვარსკვლავებისთვის დამახასიათებელ სითბურ ენერგიას (1 კევ); ამ კოსმოსური სხივების ნაკადი შეადგენს 10⁴ მ^–2წმ^–1, 10¹⁶ ევ ენერგიის კოსმოსური სხივებისა კი – 10^–7 მ^–2წმ^–1. ძალზე იშვიათად აკვირდებიან 10²⁰–10²¹ ევ ენერგიის ნაწილაკებსაც. ატმოსფეროს მოლეკულებზე კოსმოსური სხივების გაბნევისას წარმოქმნილი მეორეული კოსმოსური სხივები ხშირად აჩენს ფართო ატმოსფერულ ღვარს (ფაღ). მზის აქტივობა (მზის ქარის და მასთან დაკავშირებული მაგნიტურ ველის გაძლიერება) ასუსტებს გალაქტიკური კოსმოსური სხივების ინტენსივობას (ე. წ. ფორბუშ-ეფექტი).

კვლევის ისტორია

საქართველო

საქართველოში კოსმოსური სხივების შესწავლა დაიწყო 1934 წელს. თსუ-ის ფიზიკა-მათემატიკის ფაკულტეტზე ჩამოყალიბდა ლაბორატორია (ხელმძღვანელი ბ. ყიზილბაში), სადაც შეიქმნა ელექტრონული სქემები კოსმოსური სხივებზე გაიგერ-მიულერის მთვლელებით დაკვირვებებისთვის და ვილსონის ცილინდრული კამერა.

1936 წელს მყინვარწვერზე (ზ. დ. 3950 მ) განხორციელდა პირველი სამეცნიერო ექსპედიცია (ბ. ყიზილბაში, დ. კეთილაძე და ხუ შინ ჩანი), რომელმაც გამოიკვლია ნაწილაკთა ღვარების რაოდენობის დამოკიდებულება ატომბირთვის მუხტზე და შეისწავლეს კოსმოსური სხივების ე. წ. რბილი და ხისტი კომპონენტები.

1949 წლიდან საქართველოში კოსმოსური სხივების კვლევები გააქტიურდა. იალბუზის ფერდობზე (ზ. დ. 3900 მ) ე. ანდრონიკაშვილის ხელმძღვანელობით შეიქმნა კოსმოსური სხივების თვისებების შემსწავლელი მუდმივმოქმედი სადგური, სადაც მუშაობდნენ გ. ჩიქოვანი, ზ. მანჯავიძე, ლ. გედევანიშვილი. ო. გოცირიძე, ე. ცაგარელი და სხვ. შემდგომ მათ შეუერთდნენ მ. ბიბილაშვილი, ნ. როინიშვილი, რ. ძიძიგური, ო. ა. ყანჩელი, ი. საყვარელიძე, ვ. ცინცაძე და სხვ.

ფიზიკოსთა ჯგუფმა (გ. ჩიქოვანი, ზ. მანჯავიძე, მ. ბიბილაშვილი, ლ. გედევანიშვილი, 1952) შეამჩნია ე. წ. V კვალები, რომლებიც შემდგომში იდენტიფიცირდა როგორც Λらむだ⁰ და K⁰ ნაწილაკების კვალები.

1954 წელს გ. ჩიქოვანის ინიციატივით იალბუზის ახალ შექმნილ სადგურზე (ზ. დ. 1800 მ) დაამონტაჟეს ელექტრომაგნიტი. გ. ჩიქოვანმა და ზ. მანჯავიძემ შექმნეს ვილსონის კამერა ორმაგი მუშა მოცულობით და განათავსეს მაგნიტურ ველში. 1957 წელს საქართველოს მეცნიერებათა აკადემიის ფიზიკურმა ინსტიტუტმა ააგო ორი ახალი სადგური დაბა ბაკურიანსა (ზ. დ. 1700 მ) და ცხრაწყაროს უღელტეხილზე (ზ. დ. 2500 მ), სადაც დამონტაჟდა 100-ტონიანი (1959) და უნიკალური 1000-ტონიანი (1960) ელექტრომაგნიტები.

ბაკურიანის კოსმოსური სხივების სადგური ამუშავდა 1960 წელს. მაგნიტურ ველში დამონტაჟებული 1 მ-იანი ვილსონის კამერა. ამ დანადგარით („ბაკურიანი“, უფრ. თ. გრიგალაშვილი) იკვლევდნენ კოსმოსური სხივების ენერგეტიკულ სპექტრს 5·10¹⁰–10¹² ევ ინტერვალში.

ცხრაწყაროს კოსმოსური სხივების სადგური ამუშავდა 1964 წლის ბოლოს. იქ დამონტაჟდა ორი 2 მ-იანი ვილსონის კამერა მაგნიტურ ველში. (დანადგარის უფროსი ა. მესტვირიშვილი, 1965 წლიდან – დ. კოტლიარევსკი).

პარალელურად, 1960-1964 წლებში გ. ჩიქოვანი, ვ. მიხაილოვი და ვ. როინიშვილი ატარებდნენ კვლევებს ნაპერწკლოვანი კამერის პარამეტრების გასაუმჯობესებლად, რაც დასრულდა სტრიმერული კამერის შექმნით (ლენინური პრემია, 1970).

1968 წლიდან კოსმოსური ნაწილაკების დასამზერი კამერების შექმნა განაგრძეს ზ. მანჯავიძემ, ვ. როინიშვილმა და ა. ჯავრიშვილმა. დამზადდა განმუხტვადი კონდენსაციური კამერა (1969), რომელიც (დროში მაღალ გარჩევისუნარიანობასთან ერთად) მართვადია და საშუალებას იძლევა დაფიქსირდეს მხოლოდ გადარჩეული კვალები.

ცხრაწყაროს მაღალმთიან სადგურში 1972 წლიდან (ვ. მიხაილოვი, თ. ლომთაძე და ვ. მაცაბერიძე; ხელმძღვანელი დ. კოტლიარევსკი) დაიწყო დანადგარის გადაკეთება 10¹¹–10¹³ ევ ენერგეტიკულ ინტერვალში სამუშაოდ. 1977 წელს ამუშავდა დანადგარი „ცხრაწყარო-2“ კვლევებს ატარებდა მეცნიერთა ჯგუფი დ. კატლიარევსკის ხელობით.

XX საუკუნის 80-იან წლებში ფიზიკური ინსტიტუტი შეუერთდა საერთაშორისო პროექტ „პამირს“, რომელშიც მონაწილეობდნენ მოსკოვის პ. ლებედევის სახ. ფიზიკის ინსტიტუტი (ФИАН, მოთავე ორგანიზაცია), რუსეთის მეცნიერებათა აკადადემიის ბირთვული კვლევების, მოსკოვის სახელმწ. უნივერსიტეტის ბფ სამეცნიერო-კვლევითი (НИИЯФ МГУ), ყაზახეთის მეცნიერებათა აკადადემიის მაღალი ენერგიების ფიზიკის, ტაჯიკეთისა და უზბეკეთის მეცნიერებათა აკადადემიის ფიზიკა-ტექნიკური ინსტიტუტები, ლოძის (პოლ.) უნივერსიტეტის ფიზიკის ინსტიტუტი, ქ. კელცეს (პოლ.) უმაღლესი პედ. სკოლა. ზ. დ. 4370 მ-ზე რენტგენულ-ემულსიური კამერებით მაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივების ნაწილაკთა ურთიერთქმედებებს ატმოსფეროს ბირთვებთან იკვლევდა მეცნიერთა ჯგუფი ნ. როინიშვილის ხელმღვანელობით შემდგომში პროექტი შეუერთდა იაპონურ-ბრაზილიურ კოლაბორაციას.

მაღალმთიან ლაბორატორიებში წარმოებული კვლევების პარალელურად საქართველოს მეცნიერებათა აკადემიის ფიზიკის ინსტიტუტში ტარდებოდა კოსმოსური სხივების მიწისქვეშა კვლევებიც. 1953 წლიდან დაიწყო ფაღ გამჭოლი (ხისტი) კომპონენტის საერთო თვისებების შესწავლა (ხელმძღვ. ე. ანდრონიკაშვილი). დაადგინეს, რომ კოსმოსური სხივების ფაღ-ის მიუონური კომპონენტის სივრცულ განაწილებას ცენტრალურ ნაწილში აქვს ვიწრო მაღალი პიკი. ამ კვლევებით განისაზღვრა ძლიერ ურთიერთქმედებებში განივი იმპულსის შეზღუდულობა, რაც საფუძვლად უდევს თანამედროვე წარმოდგენებს ძლიერი ურთიერთქმედების ბუნების შესახებ (ე. ანდრონიკაშვილი, მ. ბიბილაშვილი). 1956-1957 წლებში ე. ანდრონიკაშვილის, გ. ხუციშვილისა და მ. ბიბილაშვილის ხელმღვანელობით აშენდა სპეციალური მიწისქვეშა ლაბორატორია წყლის ეკვივალენტის 200 მ სიღრმეზე. კვლევებში მონაწილეობდნენ ი. ხალდეევა, გ. ღრუბელაშვილი, თ. ბარნაველი, დ. ერისთავი, ნ. ერისთავი და სხვ. (ხელმძღვ. მ. ბიბილაშვილი).

მეორე ჯგუფმა (რ. კაზაროვი, თ. ქურიძე, ჯ. ქეშელაშვილი) მიწის ქვეშ წყლის ეკვივალენტის 130 მ სიღრმეზე შექმნა იონიზაციური კალორიმეტრი და გამოიკვლია კოსმოსური სხივებში მიუონების კუთხური განაწილება 10¹¹–10¹² ევ ენერგიების ინტერვალში.

XX საუკუნის 90-იანი წლების შემდეგ თბილისის მიწისქვეშა გვირაბსა და გ. ჩიქოვანის სახ. ცხრაწყაროს მაღალმთიანი სადგურზე ექსპერიმენტული კვლევები შეწყდა. ამჟამად, ე. ანდრონიკაშვილის სახ. ფიზიკის ინსტიტუტში მიმდინარეობს კოსმოსური სხივების ფაღ-ის იშვიათი კორელაციების რეგისტრირება. პროექტი (ხელმძღვ. მ. სვანიძე) მიზნად ისახავს სადგურების ქსელის შექმნას და მიღებული შედეგებით საერთაშ. მონაცემთა ბაზის შევსებას. უკვე ფუნქციონირებს ფიზიკის ინ-ტისა და თელავის უნივერსიტეტის სადგურები.

უკანასკნელ წლებში მნიშვნელოვანი კვლევები ხორციელდება ე. ანდრონიკაშვილის ფიზიკის ინსტიტუტისა და ФИАН-ის თანამშრომლობით, მუშავდება XX საუკუნის 70-80-იან წლებში ტიანშანის მაღალმთიან დანადგარში რეგისტრირებული მონაცემები. დამუშავების მიზნები, მიდგომა და მეთოდიკა შემუშავებულია ე. ანდრონიკაშვილის სახ. ფიზ. ინ-ტის მიუონების ლაბორატორიაში (ხელმძღვ. თ. ბარნაველი). კვლევებში მონაწილეობენ თეიმურაზ ბარნაველი, ნ. ერისთავი, ი. ხალდეევა (თბილისი) და ა. ჩუბენკო, ნ. ნესტეროვა (მოსკოვი).

XX საუკუნის 60-იანი წლებიდან თსუ-ის ფიზიკის ფაკულტეტზე მიმდინარეობდა კვლევები მაღალი ენერგიის მიუონების თვისებების შესასწავლად. ი. საყვარელიძისა და ლ. გედევანიშვილის ხელმძღვანელობით მიწის ქვეშ წყლის ეკვივალენტის 200 მ სიღრმეზე მიიღეს მიუონური კომპონენტის იმპულსის განივი მდგენელის გაგანიერების მრუდი და ენერგეტიკული სპექტრი. 1964-1970 წლებში სამუშაოები ტარდებოდა საქართველოს მეცნიერებათა აკადემიის ფიზიკის ინსტიტუტისა და მოსკოვის საინჟინრო ფიზიკის ინსტიტუტის თანამშრომლებთან ერთად კომპლექსური დანადგარით. მეცნიერებმა შეისწავლეს ფაღ-ის გამჭოლი კომპონენტების პარამეტრები მიუონების 1011–1012 ევ ენერგიებზე, კოსმოსური სხივების მიუონების არადრეკადი ურთიერთქმედება რკინის ბირთვებთან, საშ. ენერგიების მქონე პროტონების მიერ პიონების დაბადებისა და ბირთვის სტრუქტურის საკითხები.

კოსმოსური სხივების კვლევები აქტიურად მიმდინარეობდა მ. ნოდიას სახ. გეოფიზიკის ინსტიტუტშიც. 1952 წელს დაარსდა კოსმოსური სხივების ინტენსივობის უწყვეტი რეგისტრაციის სადგური (ხელმძღვ. ვ. ესიავა). 1969 წლიდან კოსმოსური სხივების განყოფილებას ხელმძღვანელობდა მ. ალანია. 1970 წელს მან შეიმუშავა ორიგინალური კონსტრუქციის ჯვარედინი ტელესკოპი მიწისქვეშა და მიწისზედა დაკვირვებებისათვის, რომელიც 1972 წლიდან ამუშავდა. 1973-1975 წლებში შეიქმნა ორიგინალური გეომეტრიის ჯვარედინა ტელესკოპები МТ-12 და Т-16.

სადგურ „თბილისისა“ და კოსმოსური სხივების სადგურების საერთაშ. ქსელის მონაცემთა ბაზაზე ლ. დორმანი და ლ. შათაშვილი მრავალი წლის განმავლობაში იკვლევდნენ მზის ქარის აზიმუტურ ასიმეტრიას. მ. ალანიამ, ლ. დორმანმა და ლ. შათაშვილმა შეაფასეს 27-დღიანი ვარიაციების ფორმირების ეფექტური რადიუსი, რ-იც დამოკიდებულია მზის აქტივობაზე და ათობით ასტრონომიული ერთეულის რიგის აღმოჩნდა.

დაკვირვებითი მონაცემების ანალიზზე დაყრდნობით მ. ალანიამ და ლ. დორმანმა განავითარეს წარმოდგენა მზის ქარის ჰელიოგანედური ასიმეტრიისა და მასთან დაკავშირებული კოსმოსური სხივების ვარიაციების შესახებ. კოსმოსური სხივების ვარიაციები კორელირებს მთვარის ფაზებთან, დამაგნიტებულ დედამიწისპირა პლაზმაზე მთვარის მოქცევების გავლენით (ბ. ნასყიდაშვილი, ლ. შათაშვილი) კვლევებით დადასტურდა კოსმოსური სხივებში დაბალი ენერგიის (<10 მეგევ) პროტონული კომპონენტის გალაქტიკური წარმოშობა.

2015 წლიდან ფუნქციონირებს ნეიტრონული სუპერ-მონიტორი; მიღებული მონაცემები რეგულარულად იგზავნება (ი. ტუსკია, თ. ბაქრაძე, ტ. ერქომაიშვილი, ლ. ოსეფაშვილი, ვ. ყვავაძე, ნ. ხაზარაძე) მოსკოვის მონაცემთა საერთაშორისო ცენტრში.

კოსმოსური სადგურების საერთაშორისო ქსელის 1965-2002 წლებში მონაცემებზე დაყრდნობით, მ. ალანიამ, პოლონელ კოლეგებთან ერთად აჩვენა, რომ კოსმოსური სხივების დღეღამური ვარიაციების რადიალური კომპონენტი ამჟღავნებს 22-წლიან ვარიაციებს, რაც დაკავშირებულია კოსმოსური სხივების დრეიფის მიმართულების ცვლასთან მზის აქტივობის სხვადასხვა პერიოდში.

მზის აქტივობის ზოგიერთი რეგიონი იწვევს 27-დღიანი ვარიაციების პირველ (27-ე დღე), მეორე (მე-13, მე–14 დღე) და მესამე (მე- 9 დღე) ჰარმონიკებს. მ. ალანიამ (პოლონელ კოლეგებთან ერთად) აჩვენა, რომ I, II და III ჰარმონიკების ამპლიტუდა მზის აქტივობის A>0 პერიოდში (როდესაც მზის მაგნიტურ ველის ძალწირები მიმართულია ჩრდილოეთ პოლუსიდან სამხრეთისკენ) გაცილებით დიდია, ვიდრე A<0 პერიოდში. სხვა პარამეტრები კი არ ავლენს რეგულარულ ცვლილებებს. ანუ 27-დღიანი ვარიაციების ამპლიტუდა და ინტენსივობა უშუალო კავშირშია მზის ქარის სიჩქარის 27-დღიან ვარიაციებთან. ამ შედეგებმა საერთაშ. აღიარება მოიპოვა (2005 მ. ალანია აირჩიეს ევროპის მეცნიერებათა აკადემიის წევრად).

აბასთუმნის ასტროფიზიკურ ობსერვატორიაში მაღალენერგიული რენტგენის გამოსხივების წყაროებზე დაკვირვებები დხთ-ების საშუალებით მიმდინარეობდა (ხელმძღვანელი გ. კახიძე). 1963-1966 წლებში გ. კახიძე მონაწილეობდა დხთ-ების („პროტონ-1“, „პროტონ-2“, „პროტონ-3“ და „პროტონ-4“) მეშვეობით კოსმოსური სხივების შესწავლის პროგრამებში.

1987 წელს დაფიქსირდა კოსმოსური სხივების ნეიტრინული კომპონენტი. რამდენიმე დეტექტორმა (Kamiokande II, IMB, ბაქსანის სცინტილაციური ტელესკოპი) 13 წმ-ში დააფიქსირა 24 ნეიტრინო და ანტინეიტრინო. ნეიტრინო, განსხვავებით კოსმოსური სხივების ელექტრულად დამუხტული ნაწილაკებისგან, არ გადაიხრება მაგნიტურ ველებით და მისი გავრცელების მიმართულება მიუთითებს კოსმოსური სხივების სავარაუდო წყაროს მდებარეობას. 2006 წლიდან კოსმოსური სხივებში დაიწყეს მაღალი – რამდენიმე ასეული ათასი გევ ენერგიის – ნეიტრინოების დაფიქსირება სამხრეთ პოლუსზე. ანტარქტიდის ყინულში, 2.5 კმ სიღრმეზე აგებულ გიგანტურ დეტექტორზე – IceCube, რომლის მუშაობაში მონაწილეობს გ. ჯაფარიძე. 2020 წლმდე აქ დაფიქსირდა 100-მდე შემთხვევა ენერგიით >30 000 გევ (ამათგან 3 შემთხვევა ენერგიით >10⁶ გევ).

ლიტერატურა

• საყვარელიძე ი., ქართული საბჭოთა ენციკლოპედია, ტ. 5, თბ., 1980. — გვ. 693-695.
• ღარიბაშვილი დ., კოსმოსური სხივების ფიზიკა, თბ., 2015;
• Андроникашвили Э. Л., Начинаю с Эльбруса..., Тб., 1982;
• Дорман Л. И. Экспериментальные и теоретические основы астрофизики космических лучей, М., 1975.

რესურსები ინტერნეტში

• ღარიბაშვილი დ., ბარნაველი თ., ენციკლოპედია„საქართველო“