پرتو کیهانی

پرتوهای کیهانی ذرات بارداری هستند که در درون اجرام آسمانی تولید می‌شوند و شتاب می‌گیرند و به فضای کیهان پرتاب می‌شوند. برخی از این ذرات سرگردان در کیهان به زمین می‌رسند و وارد جو زمین می‌شوند. پس از ورود ذرات کیهانی به داخل جو زمین معمولاً با مولکولهای اتمسفر برخورد می‌کنند. در اثر این برخوردها ممکن است مولکول هوا چندپاره شود، یا ذرات دیگری مانند فوتون‌ها، الکترون‌ها و پوزیترونها تولید شوند. خود ذرات ایجاد شده ممکن است در اثر برخوردهای بعدی، ذرات بیشتری را تولید کنند. به مجموعه ذراتی که در داخل جو زمین ایجاد می‌شوند ذرات ثانویه گفته می‌شود. از آنجایی که که تولید ذرات ثانویه از ذره کیهانی اولیه شبیه فرایند تولید بهمن می‌باشد، ذرات ثانویه را بهمن‌های هوایی گسترده و گاهی به اختصار بهمن‌های هوایی می‌نامند. در میان ذرات بهمن‌های هوایی گاهی ذرات کمتر شناخته‌شده‌ای مانند مزون‌های پی و میون‌ها یافت می‌شوند.

این پرتوها که شامل الکترون و هسته‌های کاملاً یونیزهٔ اتم است، از تمام راستاها به مقدار برابر دریافت می‌شود. راستای ورود، سرچشمهٔ آن‌ها را روشن نمی‌کند، چرا که پرتوهای کیهانی ذراتی باردار هستند؛ از این رو در زمان حرکت از میان میدان‌های مغناطیسی راه شیری، مسیر آن‌ها پیوسته تغییر می‌کند. انرژی بالای پرتوهای کیهانی نشان‌دهندهٔ آن است که آن‌ها باید در فرایندهای پرانرژی، مانند انفجارهای ابرنواختری، به‌وجود آمده باشند. پروتون با حدود ۹۰٪ و هستهٔ هلیوم با ۱۰٪ بیش‌ترین سهم را در این پرتوها دارند. البته مقدار اندکی هسته‌های سنگین‌تر نیز یافت می‌شود که انرژی آن‌ها بین ${{10}^{8}}$

تا

{{10}^{20}}\,{\text{eV}}

است. از برخورد پرتوهای پرانرژی کیهانی و مولکول‌های جو، تابش ثانویه پدید می‌آید. این تابش را می‌توان از روی زمین رصد کرد، در حالی که برای مشاهدهٔ مستقیم پرتوهای کیهانی باید از جو خارج شد. آشکارسازهای مورد استفاده برای رصد پرتو کیهانی شبیه به آن‌هایی است که در فیزیک ذرات به‌کار می‌رود. با توجه به اینکه ذرات در شتاب‌دهنده‌های زمینی حداکثر به انرژی

{{10}^{12}}\,{\text{eV}}

می‌رسند، پرتوهای کیهانی یک آزمایشگاه طبیعی عالی در پیش روی فیزیک ذرات قرار می‌دهند. بسیاری از ماهواره‌ها و فضاپیماها مجهز به آشکارسازهای پرتو کیهانی هستند.

تاریخچه

در سال ۱۹۱۲ ویکتور هس فیزیکدان اتریشی به دنبال حل معمای کم شدن بار اجسام باردار الکتروسکوپ‌هایی را در نقاط مختلف زمین نصب کرد و از تغییر میزان شدت کاهش بار نتیجه گرفت منشأ پرتوهای باردار خارج از زمین است. در سال ۱۹۲۶ رابرت میلیکان به آن نام پرتو کیهانی را داد و به ویکتور هس به کشف پرتوهای کیهانی در سال ۱۹۳۶ جایزه نوبل فیزیک رسید.

ذرات ورودی

ذرات اولیه که به جو زمین وارد می‌شوند شامل ۹۲٫۹ درصد پروتون، ۶٫۳ درصد هسته هلیوم(ذره آلفا)، ۰٫۱۳ درصد هسته عناصر لیتیوم، برلیوم و بور ۰٫۴ درصد هسته عناصر کربن، نیتروژن، اکسیژن و فلوئور ۰٫۱۸ هسته عناصر سنگین و ۰٫۰۵ هسته عناصر بسیار سنگین است.

منابع ذرات

منابع این ذرات به ترتیب انرژی (از انرژی کمتر به بیشتر) عبارتند از:ستاره نوترونی، کوتوله سفید، لکه‌های خورشیدی، هسته‌های فعال کهکشانی، فضای میان‌سیاره‌ای، باقیمانده ابرنواختر، دیسک کهکشان، هاله کهکشان، خوشه‌های کهکشانی

با این حال هنوز بخش‌های زیادی از منابع پرتوهای کیهانی ناشناخته مانده‌است.

ورود ذرات به زمین

یک طرح‌واره از مقیاسی کوچک برای واپاشی ذرات پرتو کیهانی

ذرات پس از نزدیک شدن به زمین به علت وجود مغناطوکره دور زمینی در شعاعی خاص می‌چرخند و پس از برخورد با جو واپاشی می‌کنند و ذرات واپاشی شده خود نیز در مسیر خود به سوی زمین واپاشی می‌کنند و به همین منوال ادامه پیدا می‌کنند تا به سطح زمین برسند و تعداد ذرات به زمین رسیده نسبت مستقیم با انرژی ذره اولیه دارد به مجموعه ذرات به زمین رسیده آبشار می‌گویند و در صورت بزرگ بودن این انرژی (در محدوده UHECR و بالاتر) به آن بهمن گسترده هوایی(EAS) می‌گویند.

طیف انرژی

طیف انرژی پرتوهای کیهانی (عرض:میزان شارش و طول:انرژی ذره اولیه).

در طیف انرژی این پرتوها چهار شکستگی وجود دارد:

نام	نام انگلیسی	انرژی
زانو	Knee	۱۰ eV‎‏
زانوی دوم	second knee	۶‎×۱۰ eV‎‏
قوزک	Ankle	۴‎×۱۰‎‏ eV
شکستگی GZK	GZK cut-off	۴‎×۱۰ eV‎‏

بین تعداد و انرژی رابطه دیفرانسیلی زیر برقرار است:

N(E)dE=const.E^{-2.7}dE-E<E_{knee}\!

N(E)dE=const.E^{-3.0}dE-E_{knee}<E<E_{ankle}\!

N(E)dE=const.E^{-2.69}dE-E_{ankle}<E<E_{GZK}\!

N(E)dE=const.E^{-4.2}dE-E_{GZK}<E\!

که در آن:

E انرژی

N تعداد است.

رصدخانه‌ها

برای رصد پرتوهای کیهانی از آشکارسازهای ذرات مانند آشکارساز چرنکوف و تلسکوپ فلوئورسنس استفاده می‌شود.

معروف‌ترین رصدخانه‌های پرتو کیهانی عبارتند از:

رصدخانه پیر اوجر:در مندوزا، آرژانتین قرار دارد و محیطی بالغ بر ۳٬۰۰ کیلومتر مربع را برای آشکارسازی بهمن‌های گسترده هوایی پوشش می‌دهد. و اکثر فعالیت این بخش روی پرتوهای کیهانی با انرژی بسیار زیاد(UHECR) است.
رصدخانه آگاسا:در آکنو، ژاپن که از سال ۱۹۹۳ تا ۲۰۰۴ فعال بود
رصدخانه های‌رس:در داگ‌وی یوتا، آمریکا قرار دارد.
رصدخانه آماندا:در قطب جنوب برای آشکارسازی نوترینوها به کار می‌رود ولی از آن برای تحلیل اطلاعات دیگر پرتوهای کیهانی هم استفاده می‌شود.

شبیه‌سازی

برای شبیه‌سازی برخورد پرتوهای کیهانی با جو زمین و تولید آبشار از برنامه کورسیکا (CORSIKA) استفاده می‌شود. کورسیکا برنامه‌ای است که بهمن‌های گسترده هوایی را شبیه‌سازی می‌کند. این برنامه در دانشگاه کارلسروهه آلمان توسعه پیدا کرده است و به طور متناوب به روزرسانی می‌شود «CORSIKA»..

کنفرانس بین‌المللی پرتوهای کیهانی

اثرات روی زمین

با بررسی دوره یازده ساله سیکل خورشیدی اثبات شد که پرتوهای کیهانی ناشی از خورشید در کاهش ضخامت لایه اوزن مؤثر است.

جستارهای وابسته

حد جی‌زدکا

منابع

↑ کتاب مبانی ستاره‌شناسی، صفحهٔ ۸۹
↑ Bauleo, pablo. "The dawn of particle astronomy era in ultra-high-energy cosmic rays". Nature (به انگلیسی). 458: 847–851. doi:10.1038/nature07948.
↑ S.L., Kakani (2008). "Cosmic rays". Nuclear and Particle Physics (به انگلیسی). Viva books Private limited. p. 896. ISBN 978-81-309-0040-7.
↑ wakely, scott. "The Universe in detaile". Astronomy (به انگلیسی). 34: 42–47.
↑ Perkins, Donald (2009). "229-244". Particle Astrophysics (به انگلیسی). OUP. ISBN 978-0-19-954545-2.
↑ هدایتی خلیل‌آباد (1388). روشی دیگر برای یافتن مکان هسته‌های بهمن‌های گسترده هوایی. کنفرانس فیزیک ایران. pp. ۲۲۸–۲۳۱. ;
↑ Codino, Antonio (2009). "Consequences of the common origin of the knee and ankle in Cosmic ray physics" (به انگلیسی). Elsevier: 228–239.
↑ Andreas Haungs. "Energy spectrum and mass compsition of high-energy cosmic ray". Rep. Prog. Phys. (به انگلیسی). IOP: 1152.
↑ Sarkar, Utpal (2008). "Dark matter and Dark energy". Particle and Astroparticle Physics. High Energy Physics,Cosmology and Gravition (به انگلیسی). Taylor and Farcis. pp. 471. ISBN 1-58488-931-4.
↑ Lu, Q. -B (19 March 2009). "Correlation between Cosmic Rays and Ozone Depletion". Physcal Rev. Let. (به انگلیسی). doi:10.1103/PhysRevLett.102.118501.

کارتونن، هانو. مبانی ستاره‌شناسی. ترجمهٔ غلامرضا شاه‌علی. شیراز: انتشارات شاهچراغ. شابک ۹۷۸-۹۶۴-۲۶۳۲-۷۴-۹.

پیوند به بیرون

رصدخانهٔ البرز، رصدخانهٔ پرتوهای کیهانی دانشگاه صنعتی شریف
آکادمی علوم فضایی ایران

[1] کتاب مبانی ستاره‌شناسی، صفحهٔ ۸۹

[nature-2] Bauleo, pablo. "The dawn of particle astronomy era in ultra-high-energy cosmic rays". Nature (به انگلیسی). 458: 847–851. doi:10.1038/nature07948.

[VIVA-3] S.L., Kakani (2008). "Cosmic rays". Nuclear and Particle Physics (به انگلیسی). Viva books Private limited. p. 896. ISBN 978-81-309-0040-7.

[astro-4] wakely, scott. "The Universe in detaile". Astronomy (به انگلیسی). 34: 42–47.

[donald-5] Perkins, Donald (2009). "229-244". Particle Astrophysics (به انگلیسی). OUP. ISBN 978-0-19-954545-2.

[6] هدایتی خلیل‌آباد (1388). روشی دیگر برای یافتن مکان هسته‌های بهمن‌های گسترده هوایی. کنفرانس فیزیک ایران. pp. ۲۲۸–۲۳۱. ;

[elsevier-7] Codino, Antonio (2009). "Consequences of the common origin of the knee and ankle in Cosmic ray physics" (به انگلیسی). Elsevier: 228–239.

[8] Andreas Haungs. "Energy spectrum and mass compsition of high-energy cosmic ray". Rep. Prog. Phys. (به انگلیسی). IOP: 1152.

[9] Sarkar, Utpal (2008). "Dark matter and Dark energy". Particle and Astroparticle Physics. High Energy Physics,Cosmology and Gravition (به انگلیسی). Taylor and Farcis. pp. 471. ISBN 1-58488-931-4.

[10] Lu, Q. -B (19 March 2009). "Correlation between Cosmic Rays and Ozone Depletion". Physcal Rev. Let. (به انگلیسی). doi:10.1103/PhysRevLett.102.118501.