Большая Советская Энциклопедия (КО)

Г. Б. Жданов.

Рис. 5. Одиннадцатилетний цикл солнечной активности, характеризуемой числом групп пятен W на Солнце (а), и относительных изменений интенсивности I космических лучей всех энергий, по данным наблюдений высокоширотной станции (б). По оси абсцисс отложены годы.

Рис. 9. Каскадные кривые, показывающие изменение числа электронов (и позитронов) в зависимости от толщины пройденного ливнем слоя свинца при начальных энергиях электронов 1,1 и 3 Гэв .

Рис. 1. Следы ядер первичных космических лучей в ядерной фотоэмульсии (Z — атомный номер химического элемента).

Рис. 8. Фотография, показывающая развитие электронно-фотонного ливня в латунных пластинках, установленных в камере Вильсона.

Рис. 4. Схема, иллюстрирующая характер солнечного ветра и структуру регулярного межпланетного магнитного поля (спираль) в области модуляции галактических космических лучей; штриховая окружность — орбита Земли.

Рис. 2. Карта изокосм — линий равной интенсивности космических лучей — на высотах ~ 200 км , по данным третьего советского корабля-спутника (1960) [сплошная жирная линия — геомагнитный экватор]; прерывистые линии — менее надёжные данные, основанные на малом числе измерений. Интенсивность указана в относительных единицах.

Рис. 3. Энергетический спектр первичных космических лучей (в логарифмическом масштабе): а — дифференциальный спектр (зависимость интенсивности I от энергии E) в области умеренной энергии для протонов (р) и a-частиц; нанесены также экспериментальные точки; б — интегральный спектор (для всех частиц) в области высоких энергий [экспериментальные точки получены на спутниках серии «Протон» (1, 2, 3)]; в — в области сверхвысоких энергий [пунктирные линии ограничивают экспериментальные значения I].

Рис. 12. Пример разведки полезных ископаемых при помощи измерения интенсивности проникающей (мюонной) компоненты космических лучей: а — разрез полиметаллического месторождения (I — наносы, II — известняк, III — богатая руда, IV — бедная руда, V — вкрапленное оруденение); б — интенсивность I космических лучей, измеренная телескопом счётчиков (вертикальные линии на кривой указывают ошибки измерений).

Рис. 10. Зависимость интенсивности I вертикального потока проникающей (мюонной) компоненты космических лучей от глубины t относительно уровня моря (масштаб логарифмический).

Рис. 11. Схема ядерно-каскадного процесса в атмосфере, с образованием трёх основных компонент вторичных космических лучей: электронно-фотонной (мягкой), ядерно-активной и мюонной (проникающей); р — протон; n — нейтрон; p

,p — пионы; m

— мюоны; е

— позитрон и электрон; n — нейтрино; g — квант.

Рис. 6. Фотография множественного рождения частиц при взаимодействии тяжёлого ядра первичного космического излучения с одним из ядер фотоэмульсии; образовано (помимо нейтральных) свыше 300 заряженных частиц, главным образом пионов.

Рис. 7. Поглощение космических лучей в атмосфере — зависимость интенсивности I космических лучей (для 50° с. ш.) от толщины t пройденного слоя: 1 — ядерно-активная компонента (протоны и a-частицы); 2 — мягкая компонента; 3 — проникающая компонента (мюоны); 4 — полная интенсивность.

Космические обсерватории

Косми'ческие обсервато'рии, то же, что внеатмосферные обсерватории .

Космические скорости

Косми'ческие ско'рости первая, вторая, третья, критические значения скорости космического аппарата в момент выхода его на орбиту (т. е. в момент прекращения работы двигателей ракеты-носителя) в гравитационном поле. Каждая К. с. вычисляется по определённым формулам и может быть физически интерпретирована как минимальная начальная скорость, при которой космический аппарат, запускаемый с Земли, может или стать искусственным спутником (первая К. с.), или выйти из сферы действия тяготения Земли (вторая К. с.), или покинуть Солнечную систему, преодолев притяжение Солнца (третья К. с.). В литературе встречаются 2 варианта математического определений К. с. В одном из вариантов К. с. может быть вычислена для любой высоты над земной поверхностью или любого расстояния от центра Земли.

Первая К. с. u_I на расстоянии r or центра Земли определяется по формуле

, где f — постоянная тяготения, М — масса Земли. Принимается (см. Фундаментальные астрономические постоянные ) fM = 398603 км³ /сек² . В небесной механике эта скорость называется также круговой скоростью, т. к. в задаче двух тел движение по кругу радиуса r тела с массой m вокруг др. тела, обладающего несравнимо большей массой М (при М >> m ), происходит именно с такой скоростью.

Если в момент выхода на орбиту космический аппарат имеет скорость u _{= uI ,} перпендикулярную направлению на центр Земли, то его орбита (при отсутствии возмущений) будет круговой. При u < u_I , орбита имеет форму эллипса, причём точка выхода на орбиту расположена в апогее. Если эта точка находится на высоте около 160 км, то сразу же после момента выхода на орбиту спутник попадает в лежащие ниже плотные слои атмосферы и сгорает. Т. о., для указанной высоты первая К. с. является минимальной для того, чтобы космический аппарат стал спутником Земли. На больших высотах космический аппарат может стать спутником и при u _, несколько меньших u_I , вычисленной для этой высоты. Так, на высоте 300 км космическому аппарату для этого достаточно иметь скорость на 45 м/сек меньшую, чем u_I .

Вторая К. с. u_II на расстоянии r от центра Земли определяется по формуле

. Вторая К. с. называется также скоростью освобождения (убегания, ускользания), или параболической скоростью, т. к. при начальной скорости u _{= uII ,} тело с массой m в задаче двух тел будет двигаться относительно тела с массой М (при М >>m ) по параболической орбите и удалится сколь угодно далеко, освобождаясь, в известном смысле, от гравитационного воздействиям. Скорости, меньшие параболической, называются эллиптическими, а большие — гиперболическими, т. к. при таких начальных скоростях движение в задаче двух тел с массами m и М (при М >> m