Содержание космогенного изотопа криптон-81 в атмосфере и интенсивность космических лучей в прошлом

• Автор: Кузьминов, В.В.
• Шифр специальности: 01.04.16
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 1985
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 140 c. : ил

ОГДАВЛЕНИЕ
ГЛАВА I. Космические лучи и ядерные реакции, вызываемые ими
в атмосфере Земли
§1. Космические лучи в околоземном пространстве
§2. Космические лучи в атмосфере Земли
§3. Ядерные реакции, вызываемые космическими лучами
в атмосфере Земли
3.1 (р,рп)- и (л ,2Г|)-реакции
3.2 Реакции скалывания
3.3 Реакции под действием тепловых и надтепловых нейтронов
-Захват
3.5 Фотоядерные реакции
ГЛАВА II. Космогенные радиоизотопы и методы их регистрации... 4А §1. Космогенные радиоизотопы атмосферного происхождения 44-§2. Космогенные радиоизотопы внеземного происхождения.. 54-§3. Методы определения содержания космогенных радиоизотопов
3.1 Прямой метод
3.2 Активационный метод
3-3 Масс-спектрометрические ускорительные методы
3.4- Метод резонансной ионизационной спектроскопии

ГЛАВА III. Измерение сечений образования изотопа Кг в атмосферном криптоне протонами и тепловыми нейтронами
§1. Измерение суммарного сечения реакций скалывания и

(р»рл)-реакции с образованием Кг в естественной смеси изотопов криптона под действием протонов с
энергией 600 ЫэВ
1.1 Методика измерений

1.2 Экспериментальная установка
1.3 Детектор и его характеристики
а) Конструкция
б) Коэффициент газового усиления
в) Энергетическое разрешение
г) Фон счётчиков
д) Краевые эффекты
е) Эффективность регистрации
1.4- Результаты измерений
1.5 Измерение сечения 88Кг(р,рп)
АО АТ
§2. Измерение сечения реакции Кг(п,/) Кг под действием тепловых и надтепловых нейтронов
2.1 Методика измерений
2.2 Определение потока нейтронов

Глава IV. Содержание космогенного изотопа Кг в атмосфере Земли и средняя интенсивность космических лучей за последние несколько сот тысяч лет

§1. Измерение содержания Кг в атмосфере
1.1 Методика измерений
1.2 Результаты измерений

§2. Расчёт ожидаемого количества Кг в атмосфере
2.1 Образование 81Кг в -реакциях, и реакциях
скалывания
2.2 Образование 8^Кг в реакции 8^Кг(п,у)8^Кг
2.3 Образование 81Кг в реакции 82Кг(^,Л)81Кг
2.4- Сравнение экспериментального и расчётного значений

концентрации Кг в атмосфере
ВЫВОДЫ И ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ЛИТЕРАТУРА

■«г
Начавшийся в конце 60 годов и продолжающийся в настоящее время эксперимент по регистрации потока солнечных нейтрино /I/ дал неожиданный результат: поток солнечных нейтрино от распада 8В по крайней мере в три раза ниже предсказываемого по стандартной солнечной модели. Если представить экспериментальный и теоретический результаты в солнечных нейтринных единицах (Б-Л/) * то эксперимент даёт скорость захвата солнечных нейтрино ядрами ^С1 - (1,8 І 0,3) ЗМУ/І/, а теория - (7*8 І I,5)Б7У£//2/. (5-АД7 - скорость захвата солнечных нейтрино в секунду ядром 57С1 умноженная на
Из-за высокого порога реакции ^СХ(у,е“)^Аг (814- кеВ) и особенностей строения ядра ^СІ хлорный детектор обладает наибольшей чувствительностью к солнечным нейтрино от реакции 8В-Ле* + е+ +
+ V (о 4- 14 МэВ) ^~~*2 4не

Скорость реакций, в которых образуется В, очень чувствительна к температуре. Поэтому для объяснения результатов группы Р.Дэвиса было предложено несколько моделей Солнца, в которых по той или иной причине температура центральных областей Солнца ниже, чем в стандартной солнечной модели /3/*
Эти модели дажт ожидаемую скорость захвата нейтрино ядрами *01 от I до 2 5Жи.
Например, в модели с низким содержанием тяжёлых элементов предполагается, что полная масса элементов С,Ж,0 на Солнце, отнесённая к массе Солнца равна 0,002 вместо значения 0,02 , наблюдаемого на поверхности Солнца. Это приводит к уменьшению непрозрач-носи вещества внутренних областей Солнца, к более быстрому оттоку энергии из ядра и, как следствие, к уменьшению температуры в ядре. Модель с низким 2 предсказывает скорость захвата нейтрино в хлор-аргоновом детекторе 1,5 Б-А(І//Ь/.
Недавние наблюдения тонкой структуры сейсмических колебаний
положений с известным возрастом и известным временем накопления. Результаты их измерений представлены на рис.18. Полное время накопления образца - 2,5 млн. лет. Для получения отдельной точки от колонки образца отбиралась часть, накопленная за 0,1 млн. лет. Возраст измеряемой пробы рассчитывался в предположении постоянства скорости выпадения ^Ве на дно океана. Сплошная линия на рис.18 представляет распадную кривую ^®Ве с = 1,5*Ю8 лет.
Отклонения активности ^°Ве от этой линии на -^0% даны пунктиром. Видно, что экспериментальные точки почти не выходят за эти пределы. На основании этих данных авторы делают вывод о том, что вари-* ации концентрации *0Ве не превышают -10% для промежутков времени 0,2-0,7 млн. лет и -$0%> для промежутков по 0,1 млн. лет за пос -ледние 2,5 млн. лет. По их мнению, для масштаба времени ~ 1СК лет в данных по содержанию *®Ве отсутствуют систематические отклонения, связанные с климатическими флуктуациями или изменениями в космических лучах.
Рейсбек с соавторами /88/ провели измерение содержания ^Ве в морских отложениях с возрастом, близким к 900000 лет, с целью обнаружения вариаций 10Ве, вызванных уменьшением напряжённости геомагнитного поля в период переполюсовки. Применение ускорителя
в качестве масс-спектрометра для анализа 10Ве позволило достичь

разрешения по времени 10 лет. Ожидаемого отклонения обнаружено
не было. Однако развитая авторами методика позволяет, в принципе,

получить информацию об интенсивности к.л. в прошлом с шагом 10 лет на протяжении нескольких миллионов лет. При этом надо учитывать возможные изменения в скорости накопления донных отложений, вызванные климатическими, геофизическими или иными факторами. Аналогичные неопределённости следует учитывать и при интерпрета-ции результатов измерений содержания в донных отложениях А1.
В работе А.В.Блинова и др. /86/ приведён обзор результатов таких измерений, выполненных разными авторами. Наибольшее количество