Ali sher navoi y nom I dagi sam arqand davlat uni versi teti fi zi ka fakulteti astronom I ya yo

Sinov savollari: 
1.
Keng atmosfera yog’dusi nima? 
2.
Keng atmosfera yog’dusining fazoviy taqsimlanishi funksiyasini 
tushuntiring? 
3.
Keng atmosfera yog’dusining zarralari bo’yicha spektri nima va uni aniqlash 
nima uchun kerak? 
4.
Keng atmosfera yog’dusining zarralarining fazoviy taqsimlanishini aniqlash 
nima uchun kerak? 
5.
Birlamchi kosmik nurlar energetik spektri nima va qanday aniqlanadi? 
6.
Keng atmosfera yog’dusi zarralar sonidan, birlamchi kosmik zarra 
energiyasiga o’tish koeffisiyenti qanday aniqlanadi? 
 
 

---

97 
I II . Keng atmosfera yog’dusi Cherenkov nurlanishini o
q
imi va
fazoviy ta
q
simoti 
Keng atmosfera yog’dusining, Cherenkov nurlanishi birinchi marotiba 1953 
yili mashhur fiziklar Gilbrayt va Djellilar tomonidan qayd qilingandir. Keyinchalik 
Cherenkov nurlanishi xususiyatlari mashhur rus olimi A. Ye. Chudakov 
rohbarligidagi fiziklar guruhi tomonidan, Pomir tog’ bag’rida joylashgan, keng 
atmosfera yog’dusi qurilmasi yordamida qayd qilingan eksperimental natijalarga 
asosan o’rganilgandir. 
Cherenkov nurlanishning oqimi, keng atmosfera yog’dusi qurilmasi 
tarkibiga kiruvchi, Cherenkov nurlanishi detektorlari yordamida bulutsiz, sof 
atmosfera kechalarida qayd qilinadi. Radiodiapozon va ko’rinuvchi nurlar 
diapozonida Cherenkov nurlanishi hosil bo’lishi, Cherenkov nurlanishi 
nazariyasidan kelib chiqadi. Haqiqatdan ham, atmosfera muhiti sindirish 
ko’rsatgichi n = 1,00029 ligidan, keng atmosfera yog’dusi tarkibiga kiruvchi 
zarryadlangan zarralar (pionlar, myuonlar, elektronlar) tezligi v > c/n bo’lganda, 
ya’ni zarralarning tezligi, yorug’likni berilgan muhitdagi tezligi, fazaviy tezligidan 
katta bo’lganida hosil bo’ladi. Cherenkov nurlanishi unda harakat qilayotgan 
zarralar ta’siri ostida, muhit tomonidan nurlanadi.
Harakatdagi zarralar ta’siri ostida muhit (atmosfera) atomlari qutblanadi. 
Agar zarralar 
n
c
v

tezlik bilan harakat qilayotgan bo’lsa unda atomlarning 
qutblanishi, zarralarning ham oldida ham orqasida vujudga keladi. Bunday 
qutblanishlar sferik simmetrik ekanligi sababli, barcha dipollarning nurlanishi bir 
– birini kompensasiyalaydi. Zarralar ultrarelyativistik bo’lganda, ya’ni v > c/n
bo’lganda qutblanishi zarralarning faqatgina orqasida hosil bo’lib, bunda 
kompensasiyalanmagan Cherenkov nurlanishi hosil bo’ladi. Nurlanish shunday 
yo’nalishda hosil bo’ladiki, bu yo’nalish dipollar nurlanishini kogerentlik shartidan 
foydalanib topiladi. Kogerentlik sharti quyidagichadir: 
nv
c


cos
(6.9) 
Bunda v – kosmik zarraning tezligi bo’lib, θ – nurlanish yo’nalishini 
ko’rsatuvchi burchakdir. Cherenkov nurlanishi nazariyasiga ko’ra yo’l birligida 
zarralarning Cherenkov nurlanishi energiyasi quyidagi formula bilan topiladi.


 





d
n
c
e
Z
dx
dE
2
2
2
2
1



(6.10) 
Bu formulada, Ze – zaryad, 
n
c
v
,


- muhitning sindirish ko’rsatkichi, ω – 
nurlanishning chastatasi. Yuqoridagi (6.9) formulaga ko’ra Cherenkov nurlanishi 
burchagi kichik (θ
max
= 1.3
0
) va nurlanish hosil bo’lishi chegaraviy burchagi katta 
(elektronlar uchun; Ye = 21 MEV, myuonlar uchun; Ye = 4,3 GEV, pionlar uchun; 
Ye = 6 GEV) ekanligi kelib chiqadi.
Yer atmosferasida balandlik h qiymati oshishi bilan, havo zichligini 
kamayishi hisobidan, muhitning singdrish ko’rsatkichini qiymati kamayib boradi: 




1
,
7
exp
10
*
9
,
2
1
4
h
n






(6.11) 

---

98 
Bu formulada balandlik h killometrlarda o’lchangan. Bunga mos ravishda 
nurlanish burchagi kichik, nurlanish chegaraviy energiyasini qiymati oshib boradi. 
Nurlanish burchagi kichikligini va η >>1 ekanligini nazarda tutib (6.9) formuladan 


2
max

(6.12) 
ekanligini topamiz (6.10) formuladan foydalanib, nurlanish energiyasidan fotonlar 
soniga o’tib, λ
1
÷λ
2
to’lqin uzunligi intervalida yo’l birligida nurlanayotgan fotonlar 
soni uchun quyidagini topamiz. 




2
1
2
sin
1
1
2








dl
dN
(6.13) 
Fotoelektron kuchaytirgichlarni sezgirligi (350 – 700 mkm) intervalida 
sinθ~θ ekanligini nazarda tutib, 1sm yo’l uzunligida nurlanayotgan Cherenkov 
nurlanishi fotonlar soni uchun quyidagi formulani topamiz.


1
,
7
exp
226
,
0
780
1
h
cм
dl
dN





(6.14) 
Bu formulaga ko’ra h = 20 km balandlikda ~0,1 foton/sm hosil bo’layotgan 
Cherenkov nurlanishi to’la oqimi ~ 1,6* 10
3
(sm
2
* s* sr)
-1
bo’lib, bu kechki osmon 
nurlanishidan 10
4
marotiba kattadir. 
Keng atmosfera yog’dusi zarralar soni kattaligi va bunda hosil bo’layotgan, 
Cherenkov nurlanish oqimi kattaligi sababli, kechki osmon nurlanishi 
fluktuasiyalari asosida Cherenkov nurlanishi oqimini qayd qilish mumkinligi kelib 
chiqadi.