รังสีคอสมิกคืออะไร อนุภาคจากอุปกรณ์ทำลายอวกาศ

]

ฟิสิกส์รังสีคอสมิกถือเป็นส่วนหนึ่ง ฟิสิกส์พลังงานสูงและ ฟิสิกส์ของอนุภาค.

ฟิสิกส์ของรังสีคอสมิกการศึกษา:

กระบวนการที่นำไปสู่การเกิดขึ้นและความเร่งของรังสีคอสมิก
อนุภาครังสีคอสมิก ธรรมชาติและสมบัติ
ปรากฏการณ์ที่เกิดจากอนุภาครังสีคอสมิกในอวกาศ ชั้นบรรยากาศของโลกและดาวเคราะห์

การศึกษาการไหลของอนุภาคจักรวาลที่มีประจุพลังงานสูงและเป็นกลางที่ตกลงบนขอบเขตชั้นบรรยากาศของโลกถือเป็นงานทดลองที่สำคัญที่สุด

จำแนกตามแหล่งกำเนิดของรังสีคอสมิก:

นอกกาแล็กซีของเรา
ในกาแล็กซี่;
กลางแดด;
ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์

หลักเป็นเรื่องปกติที่จะเรียกรังสีคอสมิกนอกกาแลคซี กาแลกติก และแสงอาทิตย์

รองรังสีคอสมิกมักเรียกว่ากระแสของอนุภาคที่เกิดขึ้นภายใต้อิทธิพลของรังสีคอสมิกปฐมภูมิในชั้นบรรยากาศของโลก และถูกบันทึกไว้บนพื้นผิวโลก

รังสีคอสมิกเป็นส่วนประกอบของรังสีธรรมชาติ (รังสีพื้นหลัง) บนพื้นผิวโลกและในชั้นบรรยากาศ

ก่อนการพัฒนาเทคโนโลยีเครื่องเร่งความเร็ว รังสีคอสมิกเป็นแหล่งอนุภาคมูลฐานพลังงานสูงเพียงแหล่งเดียว ดังนั้นโพซิตรอนและมิวออนจึงถูกพบครั้งแรกในรังสีคอสมิก

สเปกตรัมพลังงานของรังสีคอสมิกประกอบด้วยพลังงาน 43% จากโปรตอน อีก 23% จากพลังงานของนิวเคลียสฮีเลียม (อนุภาคอัลฟา) และ 34% จากพลังงานที่ถ่ายโอนโดยอนุภาคอื่น [ ] .

เมื่อพิจารณาจากจำนวนอนุภาค รังสีคอสมิกประกอบด้วยโปรตอน 92% นิวเคลียสฮีเลียม 6% ธาตุที่หนักกว่าประมาณ 1% และอิเล็กตรอนประมาณ 1% เมื่อศึกษาแหล่งกำเนิดของรังสีคอสมิกนอกระบบสุริยะ ส่วนประกอบของโปรตอน-นิวเคลียร์ส่วนใหญ่จะถูกตรวจพบโดยฟลักซ์ของรังสีแกมมาที่สร้างขึ้นโดยกล้องโทรทรรศน์รังสีแกมมาในวงโคจร และส่วนประกอบของอิเล็กตรอนจะถูกตรวจพบโดยรังสีซินโครตรอนที่รังสีนั้นสร้างขึ้น ซึ่งเกิดขึ้นใน ช่วงคลื่นวิทยุ (โดยเฉพาะที่คลื่นเมตร - ที่การแผ่รังสีในสนามแม่เหล็กของตัวกลางระหว่างดาว) และที่มีสนามแม่เหล็กแรงสูงในบริเวณแหล่งกำเนิดรังสีคอสมิก - และจนถึงช่วงความถี่ที่สูงกว่า ดังนั้นส่วนประกอบอิเล็กทรอนิกส์จึงสามารถตรวจจับได้ด้วยเครื่องมือทางดาราศาสตร์ภาคพื้นดิน

ตามเนื้อผ้า อนุภาคที่พบในรังสีคอสมิกจะถูกแบ่งออกเป็นกลุ่มต่างๆ ดังต่อไปนี้: พี (Z = 1) , (\displaystyle (Z=1),) α (Z = 2) , (\displaystyle (Z=2),)ล (Z = 3...5) , (\displaystyle (Z=3...5),)ม (Z = 6...9) , (\displaystyle (Z=6...9),)ชม (Z ⩾ 10) , (\displaystyle (Z\geqslant 10),)วีเอช (Z ⩾ 20) (\displaystyle (Z\geqslant 20))(ตามลำดับ โปรตอน อนุภาคแอลฟา เบา ปานกลาง หนัก และหนักยิ่งยวด) คุณลักษณะขององค์ประกอบทางเคมีของรังสีคอสมิกปฐมภูมิคือปริมาณนิวเคลียสกลุ่ม L ที่สูงผิดปกติ (หลายพันเท่า) (ลิเธียม เบริลเลียม โบรอน) เมื่อเปรียบเทียบกับองค์ประกอบของดาวฤกษ์และก๊าซระหว่างดวงดาว ปรากฏการณ์นี้อธิบายได้จากข้อเท็จจริงที่ว่ากลไกการสร้างอนุภาคจักรวาลจะเร่งนิวเคลียสหนักเป็นหลัก ซึ่งเมื่อทำปฏิกิริยากับโปรตอนของตัวกลางในดวงดาว จะสลายตัวเป็นนิวเคลียสที่เบากว่า ข้อสันนิษฐานนี้ได้รับการยืนยันจากข้อเท็จจริงที่ว่ารังสีคอสมิกมีระดับไอโซโทรปีที่สูงมาก

ประวัติความเป็นมาของฟิสิกส์รังสีคอสมิก[ | ]

ข้อบ่งชี้แรกของความเป็นไปได้ของการมีอยู่ของรังสีไอออไนซ์จากแหล่งกำเนิดจากนอกโลกได้รับเมื่อต้นศตวรรษที่ 20 ในการทดลองที่ศึกษาการนำไฟฟ้าของก๊าซ กระแสไฟฟ้าที่เกิดขึ้นเองที่ตรวจพบในก๊าซไม่สามารถอธิบายได้โดยการไอออไนเซชันที่เกิดจากกัมมันตภาพรังสีตามธรรมชาติของโลก การแผ่รังสีที่สังเกตได้ทะลุทะลวงมากจนยังคงสังเกตเห็นกระแสตกค้างในห้องไอออไนเซชันซึ่งมีชั้นตะกั่วหนาปกคลุมอยู่ ในปี พ.ศ. 2454-2455 มีการทดลองหลายครั้งโดยใช้ห้องไอออไนเซชันบนบอลลูน เฮสส์ค้นพบว่าการแผ่รังสีจะเพิ่มขึ้นตามระดับความสูง ในขณะที่ไอออไนซ์ที่เกิดจากกัมมันตภาพรังสีของโลกควรลดลงตามระดับความสูง การทดลองของโคลเฮอร์สเตอร์พิสูจน์ว่ารังสีนี้พุ่งจากบนลงล่าง

ในปี พ.ศ. 2464-2468 นักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน Millikan ได้ศึกษาการดูดซับรังสีคอสมิกในชั้นบรรยากาศของโลกโดยขึ้นอยู่กับระดับความสูงในการสังเกต พบว่ารังสีนี้ถูกดูดซับในลักษณะเดียวกับรังสีแกมมาจากนิวเคลียส มิลลิแกนเป็นคนแรกที่เรียกรังสีคอสมิกนี้

ในปี 1925 นักฟิสิกส์ชาวโซเวียต L.A. Tuvim และ L.V. Mysovsky วัดการดูดกลืนรังสีคอสมิกในน้ำ: ปรากฎว่ารังสีนี้ถูกดูดซับน้อยกว่ารังสีแกมมาของนิวเคลียสถึงสิบเท่า Mysovsky และ Tuwim ยังค้นพบว่าความเข้มของรังสีขึ้นอยู่กับความดันบรรยากาศ - พวกเขาค้นพบ "ผลกระทบของบรรยากาศ" การทดลองของ D.V. Skobeltsyn กับห้องเมฆที่วางอยู่ในสนามแม่เหล็กคงที่ทำให้สามารถ "มองเห็น" ได้เนื่องจากการแตกตัวเป็นไอออน ร่องรอย (รอยทาง) ของอนุภาคจักรวาล D.V. Skobeltsyn ค้นพบห่าฝนของอนุภาคจักรวาล

การทดลองในรังสีคอสมิกทำให้สามารถค้นพบพื้นฐานหลายประการเกี่ยวกับฟิสิกส์ของโลกใบเล็กได้

รังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษ[ | ]

พลังงานของอนุภาคบางชนิดเกินขีดจำกัด GZK (Greisen - Zatsepin - Kuzmin) - ขีดจำกัดพลังงานทางทฤษฎีสำหรับรังสีคอสมิก 5⋅10 19 eVเกิดจากการมีปฏิสัมพันธ์กับโฟตอนของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังคอสมิก หอดูดาว AGASA บันทึกอนุภาคดังกล่าวหลายสิบอนุภาคตลอดระยะเวลาหนึ่งปี (ภาษาอังกฤษ)ภาษารัสเซีย- ข้อสังเกตเหล่านี้ยังไม่มีคำอธิบายทางวิทยาศาสตร์ที่พิสูจน์ได้เพียงพอ

การตรวจจับรังสีคอสมิก[ | ]

เป็นเวลานานหลังจากการค้นพบรังสีคอสมิก วิธีการบันทึกรังสีคอสมิกไม่ได้แตกต่างจากวิธีการลงทะเบียนอนุภาคในเครื่องเร่ง ซึ่งส่วนใหญ่มักจะเป็นเคาน์เตอร์ปล่อยก๊าซหรืออิมัลชันภาพถ่ายนิวเคลียร์ที่ถูกยกขึ้นสู่สตราโตสเฟียร์หรือในอวกาศ แต่วิธีนี้ไม่อนุญาตให้มีการสังเกตอนุภาคพลังงานสูงอย่างเป็นระบบเนื่องจากพวกมันปรากฏค่อนข้างน้อย และพื้นที่ที่ตัวนับสามารถทำการสังเกตนั้นถูกจำกัดด้วยขนาดของมัน

หอดูดาวสมัยใหม่มีหลักการที่แตกต่างกัน เมื่ออนุภาคพลังงานสูงเข้าสู่ชั้นบรรยากาศ มันจะทำปฏิกิริยากับอะตอมอากาศในช่วง 100 กรัม/ซม.² แรก ทำให้เกิดความวุ่นวายของอนุภาค ซึ่งส่วนใหญ่เป็นไพออนและมิวออน ซึ่งในทางกลับกันก็ให้กำเนิดอนุภาคอื่น ๆ เป็นต้น . อนุภาคก่อตัวเป็นกรวยซึ่งเรียกว่าฝักบัว อนุภาคดังกล่าวเคลื่อนที่ด้วยความเร็วเกินความเร็วแสงในอากาศ ส่งผลให้เกิดแสงเชเรนคอฟ ซึ่งตรวจพบโดยกล้องโทรทรรศน์ เทคนิคนี้ทำให้สามารถตรวจสอบพื้นที่ท้องฟ้าครอบคลุมหลายร้อยตารางกิโลเมตรได้

ผลกระทบต่อการบินอวกาศ[ | ]

ปรากฏการณ์การมองเห็นของรังสีคอสมิก (ภาษาอังกฤษ)[ | ]

นักบินอวกาศ ISS เมื่อพวกเขาหลับตาจะเห็นแสงวาบไม่เกินหนึ่งครั้งทุกๆ 3 นาที บางทีปรากฏการณ์นี้อาจเกี่ยวข้องกับผลกระทบของอนุภาคพลังงานสูงที่เข้าสู่เรตินา อย่างไรก็ตามสิ่งนี้ยังไม่ได้รับการยืนยันจากการทดลอง เป็นไปได้ว่าผลกระทบนี้มีรากฐานทางจิตวิทยาโดยเฉพาะ

การแผ่รังสี [ | ]

การได้รับรังสีคอสมิกเป็นเวลานานอาจส่งผลเสียต่อสุขภาพของมนุษย์ได้ สำหรับการขยายตัวของมนุษยชาติไปยังดาวเคราะห์ดวงอื่นในระบบสุริยะควรมีการพัฒนาการป้องกันที่เชื่อถือได้ต่ออันตรายดังกล่าว - นักวิทยาศาสตร์จากรัสเซียและสหรัฐอเมริกากำลังมองหาวิธีในการแก้ปัญหานี้อยู่แล้ว

รังสีคอสมิก- การไหลของรังสีไอออไนซ์จากแหล่งกำเนิดของจักรวาล

การค้นพบเคและ มีอายุย้อนไปถึงต้นศตวรรษที่ 20 มันเป็นผลพลอยได้จากการวิจัยเกี่ยวกับการแตกตัวเป็นไอออนของอากาศที่เกิดจากการปล่อยกัมมันตภาพรังสีจากหินโลก จากการศึกษาการพึ่งพาระดับไอออไนซ์ของอากาศบนความสูงเหนือพื้นผิวโลก นักวิจัยค้นพบว่าที่ระดับความสูงต่ำเท่านั้น ปริมาณไอออไนซ์จะลดลงตามระดับความสูงที่เพิ่มขึ้น นักฟิสิกส์ชาวออสเตรีย V. F. Hess ในการทดลองกับบอลลูน (พ.ศ. 2454 - 2455) แสดงให้เห็นว่าเริ่มจากระดับความสูงหนึ่งความเข้มของการแผ่รังสีไอออไนซ์จะเพิ่มขึ้นอีกครั้งและที่ระดับความสูง 1,500 ม. ถึงระดับพื้นดิน เฮสส์แนะนำว่าไอออไนซ์เกิดจากการแผ่รังสีที่เข้าสู่ชั้นบรรยากาศของโลกจากนอกโลก ต่อมารังสีนี้เริ่มถูกเรียกว่าเคและ

ตามแนวคิดสมัยใหม่ รังสีคอสมิกแบ่งประเภทหลักๆ ได้ 3 ประเภท ได้แก่ รังสีคอสมิกทางช้างเผือก (GCR) รังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์ (SCR) และแถบรังสีของโลก (ERB)

GKI - องค์ประกอบพลังงานสูงที่สุดของการไหลของร่างกายในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ - แสดงถึงนิวเคลียสเคมีที่ถูกเร่งให้มีพลังงานสูง ธาตุที่มีไฮโดรเจนและฮีเลียมมีอิทธิพลเหนือกว่า GKR เหนือกว่าในด้านความสามารถในการเจาะทะลุรังสีประเภทอื่นๆ ทั้งหมด ยกเว้นนิวตริโน เพื่อดูดซับ GKI ตะแกรงตะกั่วที่มีความหนาประมาณ 15 ม. พลังงานของอนุภาค GKI โดยเฉลี่ยประมาณ 10 พันล้าน eV พลังงานของแต่ละอนุภาคสามารถสูงถึง 10^20 eV และสูงกว่า

เชื่อกันว่า GKI ก่อตัวขึ้นภายในกาแล็กซีของเราอันเป็นผลจากการระเบิดของซุปเปอร์โนวา

เมื่อระยะห่างจากดวงอาทิตย์เพิ่มขึ้น ฟลักซ์ GCR จะเพิ่มขึ้น นี่เป็นเพราะความจริงที่ว่าสนามแม่เหล็กในระบบสุริยะป้องกันการแทรกซึมของอนุภาค GKI ที่มีประจุเข้าสู่บริเวณชั้นในของระบบสุริยะ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในบริเวณใกล้เคียงกับโลก

ส่วนสำคัญของอนุภาค GKI ที่เข้ามาใกล้โลกจะถูกเบี่ยงเบนโดยสนามแม่เหล็กและถูกดูดซับในชั้นบรรยากาศ ซึ่งมีความหนาเท่ากับน้ำลึก 10 เมตร เมื่อโต้ตอบกับนิวเคลียสของอะตอมในชั้นบรรยากาศ GKI ก่อให้เกิดสิ่งที่เรียกว่า รังสีทุติยภูมิซึ่งรวมถึงมีซอน นิวตรอน โปรตอน อิเล็กตรอน ฯลฯ (ดูรังสีไอออไนซ์) ปริมาณของ GKI และรังสีทุติยภูมิที่สร้างขึ้นที่ระดับน้ำทะเลมีน้อยและไม่เป็นอันตรายต่อสุขภาพของมนุษย์ (ดูปริมาณรังสีไอออไนซ์)

ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์นอกชั้นป้องกันของชั้นบรรยากาศโลกและนอกเขตอิทธิพลของสนามแม่เหล็กโลก ปริมาณ GCI สูงถึง 50-100 rem ต่อปี ซึ่งก่อให้เกิดอันตรายต่อนักบินอวกาศโดยเฉพาะในระหว่างการบินในอวกาศระยะยาว ดังนั้นจึงต้องจัดให้มีการป้องกันพิเศษสำหรับลูกเรือยานอวกาศ (ดูการป้องกันรังสี)

SQE ประกอบขึ้นเป็นส่วนที่มีพลังงานสูงของการแผ่รังสีร่างกายของดวงอาทิตย์และเกิดขึ้นในช่วงที่เรียกว่า แสงแฟลร์โครโมสเฟียร์บนดวงอาทิตย์ซึ่งเป็นการระเบิดขนาดยักษ์บนพื้นผิวของมัน ร่วมกับการพุ่งของสสารสุริยะบางส่วน ปรากฏการณ์ทางแสง พายุแม่เหล็ก ฯลฯ ในช่วงระยะเวลาที่เกิดเปลวสุริยะอย่างรุนแรง ความหนาแน่นของฟลักซ์ของ SQUID อาจเป็นได้หลายพันเท่า สูงกว่าระดับปกติของความหนาแน่นฟลักซ์ GKR SKI ประกอบด้วยโปรตอน (ดูรังสีโปรตอน) และนิวเคลียสฮีเลียม (ดูรังสีอัลฟ่า) และนิวเคลียสที่หนักกว่าในระดับที่น้อยกว่า

อันตรายจากรังสีที่ร้ายแรงที่สุดต่อมนุษย์ในระหว่างการบินในอวกาศนั้นเกิดจากโปรตอนแสงอาทิตย์พลังงานสูงที่ทะลุผ่านเปลือกของห้องที่เอื้ออาศัยได้ของยานอวกาศสมัยใหม่อย่างอิสระ เชื่อกันว่าพลังงานของโปรตอนดังกล่าวสามารถรับได้ตามปกติเท่ากับ 100 Meu ในช่วงสองรอบสิบเอ็ดปีที่ผ่านมาของกิจกรรมสุริยะ มีการสังเกตพลุ SKI มากกว่าร้อยครั้ง ซึ่งมีโปรตอนที่มีพลังงานประมาณ 100 MeV และอีกมากมาย สำหรับเปลวสุริยะบางดวง ปริมาณ SRS ที่เท่ากันคือหลายร้อย และสำหรับหลายสิบเรมต่อหนึ่งแฟลร์ ดังนั้นจึงจำเป็นต้องใช้มาตรการพิเศษเพื่อความปลอดภัยทางรังสีของนักบินอวกาศในระหว่างการบินในอวกาศระยะยาวรวมถึงการสร้างที่พักพิงรังสีเพื่อปกป้องลูกเรือในช่วงที่เกิดเปลวสุริยะอันทรงพลังการดำเนินงานบริการอย่างต่อเนื่องเพื่อพยากรณ์และติดตามการเสื่อมสภาพ ของสถานการณ์การแผ่รังสี ฯลฯ หากไม่ปฏิบัติตามมาตรการความปลอดภัยของรังสี ความเสียหายจากรังสีอาจทำให้เกิดแผลได้ (ดูความเสียหายจากรังสี ผลกระทบหลังการแผ่รังสี)

RPZ - การไหลของอนุภาคที่มีประจุ (โปรตอนและอิเล็กตรอน) จับโดยสนามแม่เหล็กของโลกและสร้างพื้นที่ของการแผ่รังสีไอออไนซ์ที่เพิ่มขึ้น มีการพิจารณาสองภูมิภาคของ ERB: แถบรังสีด้านในและด้านนอกของโลก RPZ เป็นแหล่งที่มาหลักของอันตรายจากรังสีระหว่างการบินในอวกาศใกล้โลก

พลังงานของโปรตอนที่ประกอบเป็น ERP ภายในมีปริมาณหลายร้อยมิว แถบนี้ทอดยาวเป็นระยะทางหลายร้อยถึงหลายพันกิโลเมตรจากพื้นผิวโลก

ในโซนกลางของ ERP ซึ่งอยู่ห่างจากพื้นผิวโลก 2-3 พันกิโลเมตร อัตราปริมาณรังสีโปรตอนที่เท่ากันนั้นสูงถึงหลายร้อยเร็มต่อวัน ดังนั้นอันตรายจากรังสีในพื้นที่อวกาศนี้จึงสูงเป็นพิเศษ การบินของยานอวกาศที่มีคนขับในโซนกลางของ ERP ภายในนั้นเป็นไปไม่ได้หากไม่มีการป้องกันพิเศษ ในเวลาเดียวกันการข้าม RPZ ภายในในระยะสั้นนั้นค่อนข้างเป็นไปได้โดยเฉพาะอย่างยิ่งหากเส้นทางการบินไม่ผ่านโซนกลางหรือหากลูกเรืออยู่ในห้องที่มีการป้องกันในขณะที่ข้ามสายพาน

เมื่อระดับความสูงของวงโคจรเป็นวงกลมเหนือพื้นผิวโลกลดลงเหลือ 400-450 กม. อันตรายจากรังสีจะลดลงอย่างรวดเร็วและระยะเวลาการบินที่อนุญาตของยานอวกาศที่มีคนขับโดยไม่มีการป้องกันพิเศษก็จะเพิ่มขึ้นตามไปด้วย

การกระจายตัวเชิงพื้นที่ของอิเล็กตรอนใน ERB มีลักษณะเฉพาะโดยจุดสูงสุดสองจุดที่กำหนดไว้อย่างชัดเจน โดยจุดแรกตั้งอยู่ในโซนแถบด้านในที่ระยะห่างประมาณ 3 พันกม. และครั้งที่สอง - ในเขตสายพานด้านนอกที่ระยะทางประมาณ ห่างจากพื้นผิวโลก 22,000 กม. เมื่อใกล้กับค่าสูงสุดแรก อัตราปริมาณรังสีที่เท่ากันจะสูงถึงหลายสิบหรือหลายแสนเรมต่อวัน ดังนั้นอันตรายจากการแผ่รังสีจากอิเล็กตรอนในบริเวณพื้นที่ใกล้โลกนี้จึงสูงมาก เมื่อใกล้กับค่าสูงสุดที่สอง อัตราปริมาณรังสีที่เท่ากันจะต่ำกว่าและมีค่าประมาณ 10 4 เร็ตต่อวัน ค่าที่สูงของอัตราปริมาณรังสีอิเล็กตรอนที่เท่ากันนั้นเป็นลักษณะของส่วนสำคัญของพื้นที่ใกล้โลก สิ่งนี้จะต้องนำมาพิจารณาทั้งเมื่อวางแผนการเดินอวกาศของนักบินอวกาศในส่วนนี้ของพื้นที่ใกล้โลกและเมื่อสร้างการป้องกันรังสีสำหรับช่องที่เอื้ออาศัยได้ของสถานีโคจร

บรรณานุกรม: Kovalev E. E. ความเสี่ยงจากรังสีบนโลกและในอวกาศ, M. , 1976, บรรณานุกรม; พื้นฐานของชีววิทยาอวกาศและการแพทย์ เอ็ด O. G. Gazenko และ M. Calvina, เล่ม 1, p. 47, M., 1975, บรรณานุกรม.

สถาบันการศึกษาของรัฐระดับภูมิภาค Tambov

โรงเรียนประจำการศึกษาทั่วไปพร้อมการฝึกบินเบื้องต้น

ตั้งชื่อตาม M. M. Raskova

เชิงนามธรรม

“รังสีคอสมิก”

เสร็จสิ้นโดย: นักเรียน หมวด 103

ครัสโนสโลโบดเซฟ อเล็กเซย์

หัวหน้า: Pelivan V.S.

ตัมบอฟ 2008

1. บทนำ.

2. รังสีคอสมิกคืออะไร

3. รังสีคอสมิกเกิดขึ้นได้อย่างไร

4. ผลกระทบของรังสีคอสมิกต่อมนุษย์และสิ่งแวดล้อม

5. วิธีการป้องกันรังสีคอสมิก

6. การก่อตัวของจักรวาล

7. บทสรุป.

8. บรรณานุกรม.

1. การแนะนำ

มนุษย์จะไม่อยู่บนโลกตลอดไป

แต่ในการแสวงหาแสงสว่างและพื้นที่

ตอนแรกมันจะเจาะทะลุออกไปอย่างขี้อาย

บรรยากาศแล้วพิชิตทุกสิ่ง

พื้นที่วงกลม

เค. ซิโอลคอฟสกี้

ศตวรรษที่ 21 เป็นศตวรรษแห่งนาโนเทคโนโลยีและความเร็วอันมหาศาล ชีวิตของเราไหลไม่หยุดหย่อนและหลีกเลี่ยงไม่ได้ และเราแต่ละคนมุ่งมั่นที่จะก้าวให้ทันเวลา ปัญหา ปัญหา การค้นหาวิธีแก้ไข ข้อมูลจำนวนมหาศาลจากทุกด้าน... จะรับมือทั้งหมดนี้ได้อย่างไร จะหาที่ยืนในชีวิตได้อย่างไร?

ลองหยุดคิดดู...

นักจิตวิทยากล่าวว่าบุคคลสามารถมองดูสามสิ่งได้ไม่จำกัด ได้แก่ ไฟ น้ำ และท้องฟ้าที่เต็มไปด้วยดวงดาว แท้จริงแล้ว ท้องฟ้าดึงดูดมนุษย์มาโดยตลอด มีความสวยงามอย่างน่าอัศจรรย์ในเวลาพระอาทิตย์ขึ้นและพระอาทิตย์ตก ดูเหมือนเป็นสีฟ้าไม่มีที่สิ้นสุดและลึกในระหว่างวัน และเมื่อมองดูเมฆไร้น้ำหนักที่บินผ่านไป ดูนกบิน คุณอยากจะหลีกหนีจากความวุ่นวายในชีวิตประจำวัน ขึ้นไปบนท้องฟ้าและรู้สึกถึงอิสรภาพในการบิน และท้องฟ้าที่เต็มไปด้วยดวงดาวในคืนที่มืดมิด...ช่างลึกลับและสวยงามเหลือเกิน! และฉันต้องการที่จะเปิดม่านแห่งความลึกลับได้อย่างไร ในช่วงเวลาดังกล่าว คุณจะรู้สึกเหมือนเป็นอนุภาคเล็ก ๆ ของอวกาศขนาดมหึมาที่น่าสะพรึงกลัวและไม่อาจต้านทานได้ซึ่งเรียกว่าจักรวาล

จักรวาลคืออะไร? มันเกิดขึ้นได้อย่างไร? มันปกปิดอะไรไว้ในตัวมันเอง มันเตรียมอะไรไว้สำหรับเรา: “จิตใจสากล” และคำตอบสำหรับคำถามมากมายหรือความตายของมนุษยชาติ?

คำถามเกิดขึ้นในกระแสไม่สิ้นสุด

พื้นที่... สำหรับคนธรรมดาดูเหมือนจะไม่สามารถบรรลุได้ แต่อย่างไรก็ตามผลกระทบที่มีต่อบุคคลนั้นคงที่ โดยทั่วไปแล้ว มันเป็นอวกาศที่จัดเตรียมเงื่อนไขต่างๆ บนโลกที่นำไปสู่การเกิดขึ้นของสิ่งมีชีวิตอย่างที่เราคุ้นเคย และด้วยเหตุนี้เองมนุษย์จึงปรากฏตัวขึ้นด้วย อิทธิพลของอวกาศยังคงมีความรู้สึกอยู่มากจนทุกวันนี้ “อนุภาคแห่งจักรวาล” เข้าถึงเราผ่านชั้นป้องกันของชั้นบรรยากาศ และส่งผลต่อความเป็นอยู่ที่ดี สุขภาพของเขา และกระบวนการต่างๆ ที่เกิดขึ้นในร่างกายของเขา สิ่งนี้มีไว้สำหรับเราที่อาศัยอยู่บนโลก แต่เราจะพูดอะไรเกี่ยวกับผู้ที่สำรวจอวกาศได้

ฉันสนใจคำถามนี้: รังสีคอสมิกคืออะไรและมีผลกระทบต่อมนุษย์อย่างไร

ฉันกำลังเรียนอยู่ที่โรงเรียนประจำที่มีการฝึกบินเบื้องต้น หนุ่มๆ มาหาเราผู้ใฝ่ฝันพิชิตท้องฟ้า และพวกเขาได้ก้าวไปสู่การบรรลุความฝันของตัวเองแล้ว โดยทิ้งกำแพงบ้านไว้และตัดสินใจมาเรียนที่โรงเรียนแห่งนี้ เพื่อศึกษาพื้นฐานการบิน การออกแบบเครื่องบิน ซึ่งพวกเขามีโอกาสสื่อสารกับพวกเขาทุกวัน ผู้คนที่ขึ้นสู่ท้องฟ้าซ้ำแล้วซ้ำเล่า และปล่อยให้สิ่งเหล่านี้เป็นเพียงเครื่องบินในตอนนี้ ซึ่งไม่สามารถเอาชนะแรงโน้มถ่วงได้เต็มที่ แต่นี่เป็นเพียงก้าวแรกเท่านั้น ชะตากรรมและเส้นทางชีวิตของบุคคลใดๆ เริ่มต้นจากก้าวเล็กๆ ขี้อาย และไม่แน่นอนของเด็ก ใครจะรู้ บางทีหนึ่งในนั้นจะก้าวไปสู่ขั้นที่สอง ขั้นที่สาม... และจะเชี่ยวชาญยานอวกาศและขึ้นสู่ดวงดาวสู่จักรวาลอันกว้างใหญ่อันไร้ขอบเขต

ดังนั้นปัญหานี้จึงค่อนข้างเกี่ยวข้องและน่าสนใจสำหรับเรา

2. รังสีคอสมิกคืออะไร?

การมีอยู่ของรังสีคอสมิกถูกค้นพบเมื่อต้นศตวรรษที่ 20 ในปี 1912 นักฟิสิกส์ชาวออสเตรเลีย W. Hess ขณะกำลังขึ้นบอลลูน สังเกตว่าการปล่อยอิเล็กโทรสโคปที่ระดับความสูงเกิดขึ้นเร็วกว่าที่ระดับน้ำทะเลมาก เห็นได้ชัดว่าไอออไนซ์ของอากาศซึ่งกำจัดการปลดปล่อยออกจากอิเล็กโทรสโคปนั้นมีต้นกำเนิดจากนอกโลก มิลลิแกนเป็นคนแรกที่ตั้งสมมติฐานนี้ และเขาเป็นผู้ตั้งชื่อปรากฏการณ์นี้ให้ทันสมัย นั่นคือ รังสีคอสมิก

ปัจจุบันเป็นที่ยอมรับแล้วว่ารังสีคอสมิกปฐมภูมิประกอบด้วยอนุภาคพลังงานสูงที่เสถียรซึ่งบินไปในทิศทางต่างๆ ความเข้มของรังสีคอสมิกในบริเวณระบบสุริยะเฉลี่ย 2-4 อนุภาคต่อ 1 ซม. 2 ต่อ 1 วินาที ประกอบด้วย:

โปรตอน – 91%
อนุภาคα – 6.6%
นิวเคลียสของธาตุหนักอื่น ๆ – น้อยกว่า 1%
อิเล็กตรอน – 1.5%
รังสีเอกซ์และรังสีแกมมาที่มีต้นกำเนิดจากจักรวาล
รังสีแสงอาทิตย์

อนุภาคจักรวาลปฐมภูมิที่บินจากอวกาศมีปฏิสัมพันธ์กับนิวเคลียสของอะตอมในชั้นบนของชั้นบรรยากาศและก่อให้เกิดสิ่งที่เรียกว่ารังสีคอสมิกทุติยภูมิ ความเข้มของรังสีคอสมิกใกล้กับขั้วแม่เหล็กของโลกนั้นมากกว่าที่เส้นศูนย์สูตรประมาณ 1.5 เท่า

พลังงานเฉลี่ยของอนุภาคจักรวาลอยู่ที่ประมาณ 10 4 MeV และพลังงานของแต่ละอนุภาคคือ 10 12 MeV ขึ้นไป

3. รังสีคอสมิกเกิดขึ้นได้อย่างไร?

เคลื่อนตัวออกสู่กาซระหว่างดวงดาว และกาซที่สอง

เข้าสู่ใจกลางของดาวฤกษ์ดวงเดิม คุณยังสามารถ

ยืนยันว่าสัดส่วนพลังงานมีนัยสำคัญ

คลื่นกระแทก "ภายใน" ใช้เพื่อเร่งนิวเคลียสของอะตอมให้มีความเร็วใกล้เคียงกับแสง

อนุภาคพลังงานสูงมาจากกาแล็กซีอื่นมาหาเรา พวกเขาสามารถบรรลุพลังงานดังกล่าวได้โดยการเร่งความเร็วในสนามแม่เหล็กที่ไม่เหมือนกันของจักรวาล

โดยธรรมชาติแล้ว แหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกก็เป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้เราที่สุดเช่นกัน นั่นก็คือดวงอาทิตย์ ดวงอาทิตย์จะปล่อยรังสีคอสมิกจากดวงอาทิตย์เป็นระยะๆ (ในช่วงแฟลร์) ซึ่งประกอบด้วยโปรตอนและอนุภาค α ที่มีพลังงานต่ำเป็นส่วนใหญ่

4. ผลกระทบของรังสีคอสมิกต่อมนุษย์

และสิ่งแวดล้อม

ผลการศึกษาที่ดำเนินการโดยนักวิจัยจากมหาวิทยาลัย Sophia Antipolis ในเมืองนีซ แสดงให้เห็นว่ารังสีคอสมิกมีบทบาทสำคัญในการเกิดขึ้นของสิ่งมีชีวิตทางชีวภาพบนโลก เป็นที่ทราบกันมานานแล้วว่ากรดอะมิโนสามารถมีอยู่ได้สองรูปแบบคือทางซ้ายและทางขวา อย่างไรก็ตาม บนโลกนี้ สิ่งมีชีวิตทางชีวภาพที่เกิดขึ้นตามธรรมชาติทั้งหมดนั้นมีพื้นฐานมาจากกรดอะมิโนที่ถนัดซ้ายเท่านั้น ตามที่เจ้าหน้าที่มหาวิทยาลัยกล่าวไว้ ควรหาเหตุผลในอวกาศ สิ่งที่เรียกว่ารังสีคอสมิกโพลาไรซ์แบบวงกลมทำลายกรดอะมิโนของคนถนัดขวา แสงโพลาไรซ์แบบวงกลมเป็นรูปแบบหนึ่งของรังสีที่โพลาไรซ์โดยสนามแม่เหล็กไฟฟ้าคอสมิก การแผ่รังสีนี้เกิดขึ้นเมื่ออนุภาคฝุ่นระหว่างดวงดาวเรียงตัวกันตามแนวสนามแม่เหล็กที่แทรกซึมไปทั่วอวกาศโดยรอบ แสงโพลาไรซ์แบบวงกลมคิดเป็น 17% ของรังสีคอสมิกทั้งหมดทุกที่ในอวกาศ แสงดังกล่าวจะเลือกสลายกรดอะมิโนชนิดหนึ่งซึ่งได้รับการยืนยันจากการทดลองและผลการศึกษาอุกกาบาตสองชนิดขึ้นอยู่กับทิศทางของโพลาไรเซชัน

รังสีคอสมิกเป็นหนึ่งในแหล่งกำเนิดรังสีไอออไนซ์บนโลก

พื้นหลังของรังสีธรรมชาติที่เกิดจากรังสีคอสมิกที่ระดับน้ำทะเลคือ 0.32 mSv ต่อปี (3.4 μR ต่อชั่วโมง) รังสีคอสมิกคิดเป็นเพียง 1/6 ของปริมาณรังสีที่มีประสิทธิผลต่อปีที่ประชากรได้รับ ระดับรังสีจะแตกต่างกันไปในแต่ละพื้นที่ ดังนั้นขั้วเหนือและขั้วใต้จึงไวต่อรังสีคอสมิกมากกว่าเขตเส้นศูนย์สูตรเนื่องจากมีสนามแม่เหล็กใกล้โลกที่เบี่ยงเบนอนุภาคที่มีประจุ นอกจากนี้ ยิ่งคุณอยู่ห่างจากพื้นผิวโลกสูงเท่าใด รังสีคอสมิกก็จะยิ่งเข้มข้นมากขึ้นเท่านั้น ดังนั้น การอาศัยอยู่ในพื้นที่ภูเขาและใช้บริการขนส่งทางอากาศอย่างต่อเนื่อง เราจึงมีความเสี่ยงเพิ่มเติมในการได้รับรังสี ผู้คนที่อยู่สูงกว่า 2,000 เมตรเหนือระดับน้ำทะเลจะได้รับปริมาณรังสีคอสมิกที่มีประสิทธิผลมากกว่าผู้ที่อาศัยอยู่ที่ระดับน้ำทะเลหลายเท่า เมื่อเพิ่มขึ้นจากความสูง 4,000 ม. (ระดับความสูงสูงสุดสำหรับการอยู่อาศัยของมนุษย์) เป็น 12,000 ม. (ความสูงสูงสุดสำหรับการขนส่งผู้โดยสาร) ระดับการสัมผัสจะเพิ่มขึ้น 25 เท่า และในระหว่างการบิน 7.5 ชั่วโมงบนเครื่องบินเทอร์โบพร็อบธรรมดา ปริมาณรังสีที่ได้รับจะอยู่ที่ประมาณ 50 μSv โดยรวมแล้ว โดยการใช้การขนส่งทางอากาศ ประชากรโลกได้รับปริมาณรังสีประมาณ 10,000 man-Sv ต่อปี ซึ่งเป็นค่าเฉลี่ยต่อหัวในโลกที่ประมาณ 1 μSv ต่อปี และในอเมริกาเหนือประมาณ 10 μSv

รังสีคอสมิก

การดำรงอยู่ รังสีคอสมิกถูกค้นพบเมื่อต้นศตวรรษที่ 20 ในปี 1912 นักฟิสิกส์ชาวออสเตรเลีย W. Hess ขณะกำลังขึ้นบอลลูน สังเกตว่าการปล่อยอิเล็กโทรสโคปที่ระดับความสูงเกิดขึ้นเร็วกว่าที่ระดับน้ำทะเลมาก เห็นได้ชัดว่าไอออไนซ์ของอากาศซึ่งกำจัดการปลดปล่อยออกจากอิเล็กโทรสโคปนั้นมีต้นกำเนิดจากนอกโลก มิลลิแกนเป็นคนแรกที่ตั้งสมมติฐานนี้ และเขาเป็นผู้ตั้งชื่อปรากฏการณ์นี้ให้ทันสมัย นั่นคือ รังสีคอสมิก

ปัจจุบันเป็นที่ยอมรับแล้วว่ารังสีคอสมิกปฐมภูมิประกอบด้วยอนุภาคพลังงานสูงที่เสถียรซึ่งบินไปในทิศทางต่างๆ ความเข้มของรังสีคอสมิกในบริเวณระบบสุริยะเฉลี่ย 2-4 อนุภาคต่อ 1 ตารางเซนติเมตรต่อ 1 วินาที

ประกอบด้วย:

โปรตอน – 91%

อนุภาคα – 6.6%

นิวเคลียสของธาตุหนักอื่น ๆ – น้อยกว่า 1%

อิเล็กตรอน – 1.5%

รังสีเอกซ์และรังสีแกมมาที่มีต้นกำเนิดจากจักรวาล

รังสีแสงอาทิตย์

ตามแนวคิดสมัยใหม่ แหล่งกำเนิดหลักของการแผ่รังสีคอสมิกพลังงานสูงคือการระเบิดของซุปเปอร์โนวา ข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์รังสีเอกซ์ในวงโคจรของ NASA ได้ให้หลักฐานใหม่ว่ารังสีคอสมิกจำนวนมากที่ถล่มโลกอย่างต่อเนื่องนั้นมาจากคลื่นกระแทกที่แพร่กระจายจากการระเบิดของซูเปอร์โนวาที่ถูกบันทึกไว้ในปี 1572 จากการสังเกตการณ์จากหอดูดาวรังสีเอกซ์จันทรา เศษซากของซูเปอร์โนวายังคงเร่งความเร็วต่อไปด้วยความเร็วมากกว่า 10 ล้านกิโลเมตรต่อชั่วโมง ทำให้เกิดคลื่นกระแทก 2 คลื่นพร้อมกับการปล่อยรังสีเอกซ์มหาศาล ยิ่งไปกว่านั้น คลื่นลูกหนึ่งเคลื่อนออกไปสู่กาซระหว่างดวงดาว และคลื่นลูกที่สองเคลื่อนเข้าด้านในเข้าหาศูนย์กลางของดาวดวงเดิม อาจเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ว่าพลังงานส่วนสำคัญของคลื่นกระแทก "ภายใน" ถูกใช้ไปในการเร่งนิวเคลียสของอะตอมให้มีความเร็วใกล้เคียงกับแสง

รังสีอัลตราไวโอเลต (รังสีอัลตราไวโอเลต, รังสียูวี) - รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าซึ่งครอบครองช่วงสเปกตรัมระหว่างรังสีที่มองเห็นและรังสีเอกซ์ ความยาวคลื่นของรังสียูวีอยู่ในช่วง 10 ถึง 400 นาโนเมตร (7.5 1,014-3 1,016 Hz) คำนี้มาจากภาษาละติน พิเศษ - เหนือ เหนือกว่า และสีม่วง แหล่งกำเนิดรังสีอัลตราไวโอเลตหลักบนโลกคือดวงอาทิตย์

รังสีเอกซ์ - คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า พลังงานของโฟตอนที่อยู่ในระดับคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าระหว่างรังสีอัลตราไวโอเลตและรังสีแกมมา ซึ่งสอดคล้องกับความยาวคลื่นตั้งแต่ 10−2 ถึง 102 Å (ตั้งแต่ 10−12 ถึง 10−8 เมตร) ของรังสีเอกซ์และรังสีแกมมา ซึ่งการแผ่รังสีจะซ้อนทับกันในช่วงพลังงานที่กว้าง รังสีทั้งสองประเภทเป็นรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าและมีพลังงานโฟตอนเท่ากันจึงเทียบเท่ากัน ความแตกต่างทางคำศัพท์อยู่ที่วิธีการเกิด โดยรังสีเอกซ์จะถูกปล่อยออกมาพร้อมกับอิเล็กตรอน (ไม่ว่าจะเป็นอะตอมหรืออิสระ) ในขณะที่รังสีแกมมาจะถูกปล่อยออกมาในกระบวนการดีเอ็กซ์ไซเทชั่นของนิวเคลียสของอะตอม โฟตอนรังสีเอกซ์มีพลังงานตั้งแต่ 100 eV ถึง 250 keV ซึ่งสอดคล้องกับการแผ่รังสีที่มีความถี่ตั้งแต่ 3 1,016 ถึง 6 1,019 Hz และความยาวคลื่น 0.005-10 นาโนเมตร (ไม่มีคำจำกัดความที่ยอมรับกันโดยทั่วไปเกี่ยวกับขีดจำกัดล่างของช่วง รังสีเอกซ์ในระดับความยาวคลื่น) รังสีเอกซ์อ่อนมีพลังงานโฟตอนและความถี่การแผ่รังสีต่ำที่สุด (และความยาวคลื่นยาวที่สุด) ในขณะที่รังสีเอกซ์ชนิดแข็งมีพลังงานโฟตอนและความถี่รังสีสูงสุด (และความยาวคลื่นสั้นที่สุด)

รังสีซีเอ็มบี (lat. relictum - ส่วนที่เหลือ) การแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังคอสมิก (จากการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังคอสมิกภาษาอังกฤษ) - รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าคอสมิกที่มีไอโซโทรปีในระดับสูงและมีลักษณะสเปกตรัมของวัตถุสีดำสนิทที่มีอุณหภูมิ 2.72548 ± 0.00057 เค

การมีอยู่ของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังคอสมิกถูกทำนายในทางทฤษฎีโดยจี. กาโมวภายใต้กรอบของทฤษฎีบิ๊กแบง แม้ว่าในปัจจุบันทฤษฎีบิ๊กแบงดั้งเดิมจะได้รับการแก้ไขหลายแง่มุมแล้ว แต่พื้นฐานในการทำนายอุณหภูมิประสิทธิผลของ CMB ยังคงไม่เปลี่ยนแปลง รังสี CMB ได้รับการเก็บรักษาไว้ตั้งแต่ระยะเริ่มแรกของการดำรงอยู่ของจักรวาลและเติมเต็มอย่างเท่าเทียมกัน การมีอยู่ของมันได้รับการยืนยันจากการทดลองในปี 1965 นอกจากการเปลี่ยนแปลงทางจักรวาลวิทยาแล้ว การแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังคอสมิกยังถือเป็นการยืนยันหลักประการหนึ่งของทฤษฎีบิ๊กแบงด้วย

การระเบิดของรังสีแกมมา - การปล่อยพลังงานระเบิดในจักรวาลขนาดใหญ่ที่สังเกตได้ในกาแลคซีไกลโพ้นในส่วนที่รุนแรงที่สุดของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า การระเบิดของรังสีแกมมา (GRBs) เป็นเหตุการณ์แม่เหล็กไฟฟ้าที่สว่างที่สุดที่เกิดขึ้นในจักรวาล ระยะเวลาของ GW ทั่วไปคือหลายวินาที อย่างไรก็ตาม อาจคงอยู่ได้ตั้งแต่มิลลิวินาทีถึงหนึ่งชั่วโมง การระเบิดครั้งแรกมักจะตามมาด้วย "แสงระยิบระยับ" ที่ปล่อยออกมาในระยะยาวที่ความยาวคลื่นที่ยาวกว่า (รังสีเอกซ์ รังสี UV แสง แสง IR และวิทยุ)

GW ที่สังเกตพบส่วนใหญ่คิดว่าเป็นลำแสงรังสีอันทรงพลังที่ค่อนข้างแคบที่ปล่อยออกมาระหว่างการระเบิดของซุปเปอร์โนวา เมื่อดาวมวลสูงที่หมุนรอบตัวอย่างรวดเร็วพังทลายลงเป็นดาวนิวตรอน ดาวควาร์ก หรือหลุมดำ คลาสย่อยของ GB - การปะทุแบบ "สั้น" ดูเหมือนจะมีต้นกำเนิดจากกระบวนการอื่น เป็นไปได้ว่าอยู่ระหว่างการควบรวมดาวนิวตรอนระบบคู่

แหล่งกำเนิด GW ตั้งอยู่ห่างจากโลกหลายพันล้านปีแสง ซึ่งหมายความว่าแหล่งกำเนิดเหล่านี้มีพลังมากและหายากมาก ภายในไม่กี่วินาทีของแสงแฟลร์ พลังงานจะถูกปล่อยออกมามากพอๆ กับที่ดวงอาทิตย์ปล่อยออกมาใน 1 หมื่นล้านปี กว่าล้านปี มีการตรวจพบ GV เพียงไม่กี่ตัวในกาแลคซีเดียว GRB ที่สังเกตพบทั้งหมดมีต้นกำเนิดนอกดาราจักรทางช้างเผือก ยกเว้นประเภทปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้องกัน นั่นคือการระเบิดรังสีแกมมาแบบนุ่มนวลซึ่งสัมพันธ์กับสนามแม่เหล็กทางช้างเผือก มีข้อสันนิษฐานว่าเหตุการณ์ GW ที่เกิดขึ้นในกาแลคซีของเราอาจทำให้สิ่งมีชีวิตทั้งหมดบนโลกสูญพันธุ์ครั้งใหญ่

GV ถูกตรวจพบโดยบังเอิญครั้งแรกเมื่อวันที่ 2 กรกฎาคม พ.ศ. 2510 โดยดาวเทียม Vela ของกองทัพสหรัฐฯ

เพื่ออธิบายกระบวนการที่สามารถสร้าง GW ได้ จึงมีการสร้างแบบจำลองทางทฤษฎีหลายร้อยแบบ เช่น การชนกันระหว่างดาวหางและดาวนิวตรอน แต่มีข้อมูลไม่เพียงพอที่จะยืนยันแบบจำลองที่นำเสนอจนกระทั่งรังสีเอกซ์และแสงระเรื่อครั้งแรกถูกบันทึกในปี พ.ศ. 2540 และการเคลื่อนไปทางสีแดงถูกกำหนดโดยการวัดโดยตรงโดยใช้สเปกโตรสโคปแบบออพติคัล การค้นพบเหล่านี้และการศึกษากาแลคซีและซูเปอร์โนวาในเวลาต่อมาที่เกี่ยวข้องกับ GB ช่วยประมาณความสว่างและระยะทางของ GB และสุดท้ายก็วางพวกมันไว้ในกาแลคซีไกลโพ้นและเชื่อมโยง GB เข้ากับการตายของดาวมวลมาก อย่างไรก็ตาม กระบวนการศึกษา GW ยังห่างไกลจากจุดสิ้นสุดและยังคงเป็นหนึ่งในความลึกลับที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในวิชาฟิสิกส์ดาราศาสตร์ แม้แต่การจำแนก HF แบบสังเกตทั้งระยะสั้นและระยะยาวก็ยังไม่สมบูรณ์

GV จะถูกบันทึกประมาณวันละครั้ง ตามที่ก่อตั้งขึ้นในการทดลอง "โคน" ของสหภาพโซเวียต ซึ่งดำเนินการภายใต้การนำของ E. P. Mazets บนยานอวกาศ "Venera-11", "Venera-12" และ "Prognoz" ในปี 1970 GW มีแนวโน้มที่จะมาจาก ทิศทางใด ๆ ซึ่งเมื่อรวมกับ Log N - Log S ที่สร้างขึ้นจากการทดลอง (N คือจำนวน GW ที่สร้างฟลักซ์รังสีแกมมาใกล้โลกมากกว่าหรือเท่ากับ S) บ่งชี้ว่า GW มีลักษณะทางจักรวาลวิทยา (แม่นยำยิ่งขึ้น พวกมันไม่เกี่ยวข้องกับกาแล็กซีหรือไม่เพียงแต่กับกาแล็กซีเท่านั้น แต่เกิดขึ้นทั่วทั้งจักรวาล และเราเห็นพวกมันจากส่วนที่ห่างไกลของจักรวาล) ทิศทางไปยังแหล่งกำเนิดถูกประมาณโดยใช้วิธีสามเหลี่ยม