سپیده دم مغناطیسی

پرتوهای کیهانی

بعد از اینکه هنری بکرل¹ در سال 1896 به کشف پدیده رادیواکتیو نایل آمد، به نظر می‌رسید که تابش‌های موجود در محیط که تقریباً در همه‌جا حضور دارند از چشمه‌های شناخته‌شده رادیواکتیو تولید می‌شوند. اما زمانی که دانشمندان با استفاده از ورقه‌های الکتروسکوپ طلا به مطالعه رسانایی گازها پرداختند، پی بردند که هر چقدر هم که الکتروسکوپ‌های مورد استفاده در آزمایش از منابع احتمالی تابش پرتوها دور باشند باز هم به آرامی تخلیه می‌شوند؛ نتیجه اینکه پرتوهای ناشناخته‌ای وجود دارند که سبب این تخلیه می‌شوند.

به دنبال این وضعیت، در سال 1901 دو گروه تحقیقاتی در آلمان و انگلستان این پدیده را بررسی کردند. هر دو گروه به این نتیجه رسیدند که این پرتوهای ناشناخته از چشمه‌های ناشناخته‌ای به زمین می‌رسند. در این میان ویلسون² گمانه‌زنی کرد که ممکن است یونیزاسیون (تخلیه) به علت تابش پرتوهایی ناشی از چشمه‌های خارج از جو زمین باشد و گفت احتمالاً این پرتوها مانند پرتوهای رونتگن یا پرتوهای کاتدی هستند. با این تفاوت که از قدرت نفوذ فوق‌العاده بیشتری برخوردارند. یک سال بعد دو گروه تحقیقاتی در دانشگاه تورنتوی کانادا نشان دادند که با قرار دادن مانع سرب در جلوی الکتروسکوپ این تابش اسرارآمیز 30 درصد کاهش می‌یابد. در سال 1907 تئودور ولف³ از مؤسسه فیزیک کالج ایگنتوس در والکنبورگ هلند، برای نشان دادن تابش در ارتفاعات یک الکتروسکوپ را به بالای برج ایفل برد. وی متوجه شد که شدت تابش‌ها با دور شدن از سطح زمین زیاد می‌شود. بنابراین نتیجه گرفت که منشأ این تابش‌ها از سطح زمین نیست و آن‌ها باید از خارج از جو بیایند.

در سال 1912 دومنیکو پاچینی⁴ ایتالیایی شدت تابش‌ها را به‌طور هم‌زمان در بالای دریا و استخر اندازه‌گیری کرد و نتیجه گرفت که بخش اصلی این تابش‌ها از منابعی خارج از زمین می‌آیند. در همان سال ویکتور هس⁵ سه الکتروسکوپ با دقت بالا ساخت و آن‌ها را در بالون‌هایی قرار داد و به بالا فرستاد و شدت تابش را در ارتفاعات مختلف به دست آورد. در ارتفاع 5300 متری نسبت تابش‌ها 4 برابر سطح زمین بود. او دریافت که شدت تابش‌ها با افزایش ارتفاع زیادتر می‌شود.

ویکتور هس داخل بالون دو اتاقک یونی سربسته قرار داد و با این کار متوجه شد که در ابتدا میزان یونیزاسیون کم است اما در ارتفاع 1500 متری، شروع به افزایش می‌کند تا اینکه در ارتفاع 5000 متری میزان یونیزاسیون به بیش از دوبرابر میزان یونیزاسیون در سطح زمین می‌رسد. وی در نوامبر همان سال نوشت: «نتایج این مشاهدات بهترین توضیح در اثبات ورود یک تابش با قدرت نفوذ زیاد از بالا به اتمسفر است.»

این رخداد، چنان‌که هارویت در 1981 گزارش داد، آغازگر نجوم پرتوهای کیهانی بود. باید گفت که هس این آزمایش‌ها را باز هم در شرایطی که کسوف کامل بود و بیشتر تابش‌های مرئی خورشید به علت وجود ماه مسدود شده بود انجام داد و همان نتایج قبل را به دست آورد. در نتیجه خورشید را به‌عنوان منبع این تابش‌ها نامحتمل دانست و نتیجه گرفت که تابش‌ها، با قدرت نفوذپذیری بسیار زیادشان، از فضای خارج وارد اتمسفر زمین می‌شوند، از این سبب آن‌ها را پرتوهای کیهانی نامید. دو دهه بعد، هس برای این کشفش، در سال 1936 جایزه نوبل دریافت کرد. در سال‌های 1913 و 1914 ورنر کلهاورستر⁶ با اندازه‌گیری افزایش شدت تابش‌ها در ارتفاع 9km نتایج ویکتور هس را تأیید کرد.

رابرت میلیکان⁷ نیز در سال 1925 ثابت کرد که پرتوهای کیهانی از خارج از محیط زمین می‌آیند. وی اعتقاد داشت که پرتوهای کیهانی، پروتون‌های بسیار پرانرژی یا الکترون‌های ثانویه تولیدشده در «پراکندگی کامپتون» پرتوهای گاما هستند. خود کامپتون بر این باور بود پرتوهای کیهانی، ذرات باردار اولیه هستند. پراکندگی کامپتون عبارت است از اینکه پرتو ایکس در اندرکنش با ماده انرژی خود را از دست می‌دهد و طول موجش افزایش می‌یابد. کامپتون فیزیک‌دان آمریکایی و برنده نوبل فیزیک 1927 بود.

در سال 1927 دیمیتر اسکوبلزین⁸ با استفاده از اتاقک ابر شیارهای ایجاد شده توسط پرتوهای کیهانی را ترسیم کرد.

در سال 1927، کلای در سفری از آمستردام به جاو در اندونزی، پی برد که با تغییر عرض جغرافیایی، شدت پرتوهای کیهانی نیز تغییر می‌یابد. در نزدیکی خط استوا، قبل از ورود به میدان مغناطیسی زمین، شدت این پرتوها کمتر می‌شود. او هم چنین پی برد که پرتوهای کیهانی عمدتاً از ذرات باردار تشکیل شده‌اند. در سال 1930 برونو راسی نشان داد که اگر پرتوهای کیهانی عمدتاً باردار باشند باید اثرات شرق و غرب نیز وجود داشته باشند.

در بهار سال 1933 دو گروه آمریکایی، جانسون و توماس از بورتل، و لوئیس آلوارز و آرتور کامپتون از دانشگاه شیکاگو، به‌طور هم‌زمان و مستقل، اثرات شرق و غرب را اندازه‌گیری کردند. آن‌ها با انجام این تحقیقات نشان دادند که پرتوهای کیهانی عمدتاً بار مثبت دارند. در اواخر دهه 1930، شاین و همکارانش در پرواز بالون از شمارشگر گایگر¹⁰ استفاده کردند و دریافتند که بیشترین ذرات اولیه، الکترون‌ها نیستند. از این‌رو پروتون‌ها مؤلفه‌های غالب پرتوهای کیهانی به شمار می‌آیند.

شمارشگر گایگر مولر یک نوع شمارشگر ذرات بنیادی است که توانایی شناسایی ذرات باردار را دارد و از آن معمولاً برای سنجش آلودگی رادیواکتیو استفاده می‌شود. این شمارشگر یک محفظه پر شده از یک گاز بی‌اثر است که از وسط آن یک سیم نازک می‌گذرد. در اثر اعمال ولتاژ به سیم، جریانی از الکترون ایجاد می‌شود. وقتی پرتوهای یونیزه‌کننده وارد محفظه می‌شوند، گار درون لوله، الکتریسیته را بین محفظه و سیم هدایت می‌کند که ایجاد نویز می‌شود. برای آشنایی بیشتر با طرز کار این شمارنده فیلم شماره 1 را تماشا کنید.

https://www. roshdmag. ir/u/20b

در طی دهه 1927 ـ 1937 تحقیقات‌ آزمایشگاهی مختلف نشان داد که پرتوهای کیهانی اولیه اکثراً ذرات باردار مثبت هستند. همچنین تابش‌های ثانویه مشاهده‌شده در سطح زمین به‌طور کلی از یک «مؤلفه نرم» شامل الکترون‌ها و پروتون‌ها و یک «مؤلفه سخت» شامل ذراتی مانند میون‌ها ساخته شده است. در آن زمان فکر می‌شد که میون‌ها ذرات ناپایداری هستند که توسط هیدکی یوکاوا¹¹ در سال 1935 در تئوری نیروهای هسته‌ای پیشگویی شده بود. آزمایش‌ها ثابت کرد که میون با میانگین طول عمر µs 2/2 به یک الکترون و دو نوترینو  واپاشیده می‌شود و چون برهم‌کنش قوی با هسته ندارد، ذره یوکاوا نمی‌تواند باشد. این معما با کشف پایون در سال 1947 که به‌طور مستقیم در برهم‌کنش‌های هسته‌ای پرانرژی تولید می‌شد، حل شد. پایون‌ها به یک میون و یک نوترینو با میانگین زمانی µs 0026/0 واپاشیده می‌شوند. واپاشی‌های پی‌درپی، به‌طور مستقیم در یک آزمایش میکروسکوپی از شیارها قابل مشاهده است که در آن باریکه‌ای از ذرات در نوع خاصی از فیلم عکاسی در معرض پرتوهای کیهانی قرار گرفته‌اند. وان آلن¹² و گوتلیب¹³ در سال 1948 این فیلم‌های عکاسی را با بالن به بالای اتمسفر بردند و از نتایج به‌دست‌آمده دریافتند که ذرات کیهانی اولیه اکثراً پروتون‌ها و کمی هسته‌های هلیم و قسمت کوچک‌تری از هسته‌های سنگین‌تر هستند.

در سال 1934 برونو راسی در آزمایشی، تخلیه هم‌زمان دو شمارنده مجزای گایگر را مشاهده کرد و به این نتیجه رسید که علت انطباق دو شمارنده که در فاصله دوری از هم قرار دارند برخورد یک بهمن هوایی با تجهیزات شمارنده است.

در سال 1937 پیر اوژه¹⁴ که از نتایج راسی بی‌خبر بود نتایج مشابهی به دست آورد و جزئیات آن را بررسی کرد. وی دریافت که بهمن‌های گسترده هوایی، از ذرات پرتوهای کیهانی پرانرژی که با اتمسفر زمین برهم‌کنش می‌کنند، تولید می‌شوند. یک بهمن از برهم‌کنش‌های ثانویه‌ای آغاز می‌شود که محصول نهایی آن بهمنی از الکترون‌ها، فوتون‌ها و میون‌هاست.

هومی بهابها¹⁵ در سال 1938 نتیجه گرفت که مشاهده ویژگی‌های ذرات به تحقیق‌های آزمایشگاهی دقیق تئوری نسبیتی آلبرت اینشتین¹⁶ منتهی خواهد شد.

در سال 1948 یک گروه تحقیقاتی از دانشگاه مینه‌سوتا و دانشگاه روچستر، با استفاده از اتاق‌های تیره و امولسیون‌های هسته‌ای در بالون، حضور هسته‌های سنگین‌تر را در پرتوهای کیهانی کشف کردند. فرمی در سال 1949 پرتوهای کیهانی را به‌عنوان گازی متشکل از ذرات نسبیتی باردار در حال حرکت در میدان مغناطیسی بین‌ستاره‌ای در نظر گرفت. مقاله او زمینه‌ای برای نظریه مدرن شتاب‌دهنده پرتوهای کیهانی شد. مطالعات بیشتر نشان داد که پرتوهای کیهانی شامل همه عناصر بین هیدروژن و آهن، از جمله فراوانی بیش از حد عناصر Be ،Li و B می‌باشد. سپس در سال 1950 فهمیدند که بخش قابل توجهی از تابش رادیویی، تابش سنکروترون بوده که نشان‌دهنده حضور زیاد الکترون نسبیتی در سراسر کهکشان ما، تعدادی منابع گسسته و همچنین منابع فراکهکشانی است.

در سال 1954 اعضای «گروه پرتوکیهانی راسی» در مؤسسه فنی ماساچوست توانستند انرژی و جهت ورودی پرتوهای کیهانی را اندازه‌گیری کنند. در این آزمایش از یازده آشکارساز سنتیلاتوری که در درون دایره‌ای به قطر 460m در رصدخانه دانشگاه هاروارد قرار دارد، استفاده کردند. از این کار و آزمایش‌های دیگری که در سراسر جهان انجام گرفت طیف انرژی پرتو کیهانی اولیه که می‌توان آن را تا انرژی بالای 1020eV گسترش داد، به دست آمد. آزمایش بزرگ بهمن هوایی که پروژه اوژه نام گرفته است در مکانی در دشت مرتفعی در آرژانتین توسط کنسرسیوم بین‌المللی فیزیک‌دانان اجرا شد و هدف از آن بررسی ویژگی‌ها و جهت ورودی پرتو کیهانی اولیه است. نتایج به‌دست‌آمده برای فیزیک ذرات و کیهان‌شناسی اهمیت زیادی دارد. نتایج اولیه‌ای که در نوامبر 2007 به دست آمد جهت 27 تا از پرانرژی‌ترین رخدادها را نشان داد که به موقعیت هسته‌های کهکشانی فعال (AGN) جایی که اعتقاد داشتند پروتون‌ها توسط میدان مغناطیسی قوی شتاب می‌گیرند و سیاه‌چاله‌های بزرگ در مرکز (AGN) مربوط می‌شود.

منابع احتمالی پرتوهای کیهانی

بعضی از ذرات کیهانی انرژی بسیار زیادی دارند. این انرژی گاهی به 1020eV (در حدود 20 ژول) می‌رسد. بنابراین یکی از سؤالات اساسی و بنیادی در فیزیک پرتوهای کیهانی این است که منشأ این ذرات تا این سطح انرژی چیست؟

از آنجا که پرتوهای کیهانی، به علت باردار بودن، در میدان‌های مغناطیسی کهکشانی و بین‌کهکشانی منحرف می‌شوند و جهت اولیه خود را از دست می‌دهند، بنابراین نمی‌توان با استفاده از جهت این پرتوها به جهت منبع تولیدکننده آن‌ها پی برد، مگر در انرژی‌های بسیار بسیار بالا که انرژی این ذرات بیش از 1019eV (تقریباً یک ژول) است.

در حال حاضر با تقریب زیادی معلوم شده که پرتوهای کیهانی در دو دسته گسترده پایین می‌آیند. دسته اول که در اقلیت هستند و از روی تغییرات کم مربوط به شار پرتوهای کیهانی بین شب و روز مشخص شده‌اند، مربوط به خورشیدند. رابطه بین افزایش شدت پرتوهای کیهانی با شعله‌های خورشیدی (انفجارهای عظیم بر روی سطح خورشید که با تلسکوپ دیده می‌شوند) آشکار شده است، اما بیشتر پرتوهای کیهانی از فواصل بسیار دورتر می‌آیند. در حال حاضر تصور بر این است که این پرتوها از کهکشان خود ما (راه شیری) سرچشمه می‌گیرند، ناحیه‌ای که شامل حدود یکصد میلیارد ستاره از جمله منظومه شمسی است. کل این کهکشان حدود صدهزار سال نوری ضخامت دارد و ما تقریباً در صفحه استوایی آن، یعنی در حدود نیمه راه از مرکز قرار گرفته‌ایم. غبار و ستاره‌ها اغلب در ناحیه استوایی کهکشان متمرکز شده‌اند.

بقایای ابرنواخترها (SNRs)

ابرنواختر ناشی از انفجار یک ستاره است. جرم در یک لحظه ستاره‌ای که چندین میلیون برابر جرم خورشید دارد منفجر می‌شود و ظرف مدت چند ساعت یا چند روز تاریک و کم‌نور می‌شود. بعضی از انفجارها به بارشی از گاز و گردوغبار و برخی دیگر به ستاره‌های نوترونی و سیاه‌چاله‌ها تبدیل می‌شوند. این انفجارات البته بسیار نادر هستند. تلسکوپ‌های نجومی بزرگ در سال‌های 1572 و 1604 انفجارات ابرنواخترها را در کهکشان‌ها ثبت کردند، که هر کدام از آن‌ها ویژگی‌های مختلفی از درخشندگی را نسبت به زمان داشتند و سرانجام با رسیدن به نیمه عمر، یعنی 55 روز، کم‌نور و سپس ناپدید شدند.

در سال 1045 ستاره‌شناسان چینی یک انفجار ابرنواختری را مشاهده کردند که بسیار درخشان و در وسط روز قابل رؤیت بود. این انفجار گاز و گردوغبار به‌عنوان سحابی خرچنگ نام گرفته است.

وقتی یک ستاره از بین می‌رود، بخش عظیمی از انرژی آن صرف شتاب دادن ذرات می‌شود. ستاره‌شناسان کشف کرده‌اند که باقی‌مانده نواختر RCW86 که در فاصله 8200 سال نوری از ما قرار داشته و در سال 185 پس از میلاد مسیح توسط منجمان چینی ثبت شده است، یکی از منابع پرتوهای کیهانی محسوب می‌شود. این قدیمی‌ترین ثبت نواختر در تاریخ نجوم است.

درست است که بیشتر پرتوهای کیهانی از انفجارات ابرنواخترها شتاب می‌گیرند ولی این به این معنا نیست که ابرنواخترها خودشان منفجر می‌شوند و ذراتی با این انرژی را به بیرون پرتاب می‌کنند. بقایای انفجارات ابرنواخترها که هزاران سال از عمر آن‌ها می‌گذرد از ابرها و گازهای منبسط شده تشکیل شده‌اند و به‌طور تصادفی ذرات در میدان مغناطیسی، انرژی و سرعت زیادی به دست می‌آورند. به طوری که این بقایای ابرنواخترها نمی‌توانند آن‌ها را در خودشان نگه دارند و این ذرات با سرعت و انرژی زیاد به داخل کهکشان فرار می‌کنند. با تماشای فیلم شماره 2 می‌توانید ثبت انفجار یک ابرنواختر را که در 80 میلیون سال پیش یعنی زمان زندگی دایناسورها رخ داده و اکنون نور آن به ما رسیده است ببینید.

https://www. roshdmag. ir/u/20c

هسته‌های کهکشانی فعال

از دیگر منابع انتشار پرتوهای کیهانی هسته‌های کهکشانی فعال (AGN) هستند. AGN یک نام کلی برای آن دسته از کهکشان‌هایی است که در مرکزشان سیاه‌چاله پرجرمی وجود دارد. از هر 15 دسته پرتو کیهانی پرانرژی که به سمت زمین می‌ایند 12تای آن‌ها از هسته‌های کهکشانی فعالند. تعداد کهکشان‌های کیهانی در حدود 1011 است که تقریباً یک درصد آن‌ها هسته‌های فعال دارند. یعنی در حدود 109 هسته کهکشانی فعال وجود دارد.

بادهای خورشیدی

بادهای خورشیدی از سال‌های اولیه عصر فضا یعنی از اوایل دهه 60 قرن بیستم تاکنون بررسی شده‌اند. بادهای خورشیدی ذراتی هستند که از خورشید جدا شده و به‌صورت باد یا جریانی از ذرات به فضای بین‌ستاره‌ای فرار می‌کنند. این ذرات متشکل از الکترون، پروتون، ذره آلفا و مقداری عناصر سنگین‌تر هستند. سرعت این بادها بین 200 تا 900 کیلومتر بر ثانیه است و ذراتی را که حمل می‌کنند چهار تا پنج روز بعد به زمین می‌رسند. این ذرات در دمای زیادِ تاج خورشیدی به تدریج بر سرعتشان افزوده می‌شود و از میدان جاذبه خورشید می‌گریزند. در نتیجه زمانی که فعالیت خورشیدی بیشتر باشد، تعداد و انرژی این ذرات هم بیشتر می‌شود. بعد از گذشت حدود 40 دقیقه از اینکه پرتوهای کیهانی موجود در فوران‌های خورشید بیشترین شدت را پیدا می‌کنند، اول سریع‌ترین ذرات، و در ساعات بعد، ذرات کندتر به زمین می‌رسند. در فیلم شماره 3 ثبت شراره خورشیدی تاریخ 14 جولای 2017 توسط ناسا نشان داده شده است که ذرات آن به‌صورت باد خورشیدی به زمین می‌رسند.

https://www. roshdmag. ir/u/20d

زمینه‌های مهم تحقیق و مطالعه پرتوهای کیهانی

طی حدود بیست سال، تحقیقات پرتو کیهانی تنها عرصه کشف ذرات زیراتمی جدید بود. ما در حال حاضر می‌دانیم که این ذرات از برخورد بین هسته‌های عبورکننده با سرعتی بیش از نصف سرعت نور پدیدار می‌شوند. براساس فرمول مشهور اینشتین E=mc2، مقداری از انرژی برخورد، دوباره به‌صورت جرم ذرات جدید آشکار می‌شود.

اولین بار در اوایل دهه 1930 ذرات جدید، در بین پرتوهای کیهانی ظاهر شدند و تعداد آن‌ها بعد از جنگ جهانی اول، زمانی که پژوهش‌های پرتو کیهانی سرعت یافته بود، زیاد شد. از آن زمان عصر جدید فیزیک ذرات شروع شد. تا اینکه همزمان با ورود شتاب‌دهنده‌های بزرگ در دهه 1950 پرتوهای کیهانی به‌طور محسوسی به‌عنوان منبع ذرات جدید جایگزین شدند. حتی هنوز هم پرانرژی‌ترین ذرات این شتاب‌دهنده‌ها، چند میلیون بار کم‌انرژی‌تر از برخی ذراتی هستند که می‌توان در میان پرتوهای کیهانی پیدا کرد (البته به ندرت و به‌طور کنترل نشده).

طیف انرژی پرتوهای کیهانی

محدوده مقدار انرژی تابش‌های کیهانی بسیار گسترده است و از 109eV تا 1020eV را شامل می‌شود. هنگامی که مطالعات پرتو کیهانی پیشرفت کرد، مشخص شد که انرژی ذرات تک، که در واحد الکترون ولت (eV) اندازه‌گیری می‌شود، اغلب بسیار بالاست. در دمای اتاق، انرژی نوعیِ یک مولکول هوا چندصدم یک الکترون ولت است در حالی‌که پرتوهای کیهانی انرژی‌هایی بالای یک میلیارد (1019) الکترون ولت دارند.

تغییرات تعداد پرتوهای کیهانی برحسب انرژی را «طیف انرژی» می‌گویند.

شار پرتوهای کیهانی که تا به حال اندازه‌گیری شده، تقریباً در همه جهات یکسان است. یعنی مستقل از زاویه فضایی و همسانگرد  می‌باشد.

نمودار شار (تعداد ذرات ورودی بر واحد سطح بر واحد زمان) پرتوهای کیهانی صاف و هموار است به جز در دو نقطه در انرژی‌های 1015eV و 1018eV که تغییر ناگهانی مشاهده می‌شود، در غیر این صورت نمودار به‌صورت یک خط صاف درمی‌آمد. شکست اول در انرژی 1015eV اتفاق افتاده است که به زانوی منحنی¹⁷ معروف است و نقطه شکست دوم در انرژی 1018eV رخ داده است که به آن قوزک منحنی¹⁸ گویند.

تعیین ترکیب جرمی پرتوهای کیهانی

یکی از سؤال‌های مهم در مورد پرتوهای کیهانی پرانرژی این است که ترکیب جرمی این پرتوها چگونه است. از آنجا که پاسخ به این سؤال به‌طور مستقیم و با استفاده از آشکارسازهای ذرات معمولی کار بسیار دشواری است، ما در این قسمت به روش‌های تعیین ترکیب جرمی و انواع آشکارسازها برای این منظور می‌پردازیم:

از آنجا که نوکلئون‌های هر عنصر بار منحصربه‌فردی دارد، ما برای تعیین ترکیب جرمی پرتوهای کیهانی به‌طور جداگانه بار هر یک از ذرات پرتوهای کیهانی را اندازه‌گیری می‌کنیم. تعیین بار پرتوهای کیهانی به دو روش مستقل از هم صورت می‌گیرد:

الف. تعیین نسبت کاهش انرژی پرتوهای کیهانی در عبور از آشکارسازها، که این کاهش انرژی با  متناسب است.

ب. تعیین سرعت یا یک حالت وابسته به آن که مستقل از کاهش انرژی است.

آشکارسازها برای این منظور به سه دسته تقسیم می‌شوند:

الف. آشکارسازهای ثبتی مثل: امولسیون عکاسی¹⁹

ب. آشکارسازهای بصری مثل: اتاقک ابر²⁰

ج. آشکارسازهای الکترونیکی مثل: شمارنده‌های گایگر ـ مولر²¹

در سال 1956 فرانک مک‌دونالد22 برای تعیین ترکیب جرمی و سرعت پرتوهای کیهانی دو آشکارساز الکترونیکی (کونتورهای سنتیلاتور و چرنکوف) را با هم ترکیب کرد. این ترکیب جدید از دو آشکارساز، اندازه‌گیری‌های خوبی از فراوانی نسبی عناصر سنگین‌تر از آهن به دست آورد. از آنجا که عناصر سنگین‌تر از آهن کمیاب هستند، برای شناسایی آن‌ها به روش‌های جدیدتری احتیاج است.

همان‌طور که در شکل 10 نشان داده شده است، در مورد عناصر پرتوهای کیهانی موجود در منظومه شمسی، استثناهایی به شرح زیر وجود دارد:

ـ هم طیف پرتوهای کیهانی ناشی از خورشید و هم طیف پرتوهای کیهانی کهکشانی اثرات زوج و فردی را نشان می‌دهند.

ـ هسته‌های زوج (Z زوج) فراوان‌تر از هسته‌های فردند.

ـ در پرتوهای کیهانی هسته‌های سنگین‌تر بیشترند تا در خورشید.

ـ گروه عناصر Li و Be و B و گروه Mn و Ti و Sc در پرتوهای کیهانی بیشتر از خورشید وجود دارند، زیرا امکان تولید این ذرات در اثر برخورد ذرات سنگین‌تر در محیط بین‌ستاره‌ای بیشتر است و در نتیجه فراوان‌ترند.

بررسی جهت‌های بارش پرتوهای کیهانی

از کشف پرتوهای کیهانی بیش از یک قرن می‌گذرد اما منشأ و منبع تولید آن‌ها و فرایند انتشار آن‌ها در کهکشان، همچنان سؤالی است که جواب آن به درستی معلوم نیست. علت عمده این سردرگمی آن است که پرتوهای کیهانی باردار هستند و مسیر حرکت آن‌ها تحت‌تأثیر میدان مغناطیسی درون کهکشان مدام تغییر می‌کند. از این‌رو جهتی که پرتوهای کیهانی وارد جو زمین می‌شوند به هیچ ‌وجه جهت چشمه‌ای نیست که این پرتوها در آن تولید شده‌اند. به‌عنوان مثال پروتون با انرژی 1015eV در میدان مغناطیسی 1µG که برآوردی از میدان مغناطیسی درون کهکشان است، مسیر خمیده‌ای با شعاع انحناء 1pc طی می‌کند. اما میدان مغناطیسی درون کهکشان یک میدان مغناطیسی ثابت و یکنواخت نیست، بلکه در مقیاس‌های 108cm تا 1020cm رفتار کاملاً آشوبناک و نامنظمی دارد. از این‌رو مسیر حرکت پرتوهای کیهانی در حین حرکت در کهکشان، مدام تغییر می‌کند تا اینکه شار پرتوهای کیهانی درون کهکشان توزیع زاویه‌ای همسانگرد پیدا می‌کند. به همین دلیل، هر چقدر هم پرتوهای کیهانی بیشتر ثبت شود، هیچ اطلاعی از منشأ توزیع این پرتوها به دست نمی‌آید. اما از طرفی با افزایش انرژی پرتوهای کیهانی این همسانگردی از بین می‌رود، زیرا تقریب‌هایی که برای فرایند پخش پرتوهای کیهانی تاکنون وجود داشت، بی‌اعتبار می‌شوند، به گونه‌ای که ضریب پخش پرتوهای کیهانی آن‌قدر بزرگ می‌شود که ناهمگنی ذاتی که در توزیع چشمه‌های پرتوهای کیهانی در کهکشان وجود دارد، به نحوی در داده‌ها آشکارسازی می‌شود. باور کلی بر این است که تعداد چشمه‌های تولید پرتوی کیهانی در مرکز کهکشان بسیار بیشتر از تعداد آن‌ها در نواحی خارجی مرکز کهکشان است. این امر باعث می‌شود که شار پرتوهای کیهانی که از سمت مرکز کهکشان دریافت می‌شود تا حدودی از شار پرتوهای کیهانی دریافت‌شده از خارج مرکز کهکشان بیشتر باشد. یعنی پرتوهای کیهانی که از صفحه کهکشان به سمت هاله آن حرکت می‌کنند، می‌توانند باعث بروز ناهمسانگردی در شار پرتوهای کیهانی شوند. ناهمسانگردی که در شار پرتوهای کیهانی به وجود می‌آید، معادله‌ای صریح و قابل پیش‌بینی ندارد. به فرض آنکه محل دقیق چشمه‌های تولید پرتوهای کیهانی درون کهکشان را هم بدانیم، شرایط و فرآیند انتشار این پرتوها که به ساختار ریزمقیاس و بزرگ‌مقیاس میدان مغناطیسی درون کهکشان بستگی دارد، روی این ناهمسانگردی تأثیر می‌گذارد. علاوه بر این، ناهمسانگردی به موقعیت زمین یا راصد نسبت به میدان مغناطیسی مؤثر اطراف آن، که می‌تواند بازوهای کهکشان باشد، نیز بستگی دارد. پرتوهای کیهانی عموماً در راستای خطوط میدان مغناطیسی حرکت می‌کنند که مانند لوله‌هایی با ابعاد بزرگ‌تر از شعاع انحنا این پرتوهاست. در نتیجه جهتی که بیشینه ناهمسانگردی را نشان می‌دهد، می‌تواند جهتی را مشخص کند که پرتوهای کیهانی در آن تولید شده‌اند.

پرتوهای کیهانی و سلامتی انسان

انسان در محیط زیست خود به‌طور طبیعی از پرتوهای کیهانی که از فضای خارج از جو زمین فرود می‌آیند و پرتوهای گسیل شده از مواد پرتوزای اولیه موجود در پوسته زمین، به‌طور مستقیم متأثر می‌شود. علاوه بر منابع طبیعی، انسان در محیط زیست خود نیز از چشمه‌های صنعتی، پزشکی و غیره پرتوگیری می‌کند. در کشورهای غیرپیشرفته و در حال توسعه 94 درصد کل پرتوگیری انسان از منابع طبیعی است که شامل پرتوهای کیهانی و زمینی می‌شود.

همان‌طور که قبلاً ذکر شد، پرتوهای کیهانی منشأ خورشیدی یا کهکشانی دارند و میزان جذب ناشی از آن‌ها در هوا به ازای اضافه شدن هر 1500 متر ارتفاع، دوبرابر می‌شود. همچنین، میزان تابش پرتوهای کیهانی به بدن انسان، بستگی به فصل و موقعیت روز دارد و مقدار آن در داخل ساختمان کمتر از هوای آزاد است. میزان جذب پرتوهای کیهانی در داخل منازل مسکونی بسته به نوع ساختمان و مصالح به‌کار برده‌شده، متفاوت است. پرتوها می‌توانند تأثیرات متعددی در سلول‌ها بر جای بگذارند. اثرات بیولوژیکی پرتوها بر روی یک موجود زنده پرسلولی در اثر ایجاد تغییر در اجزای آن، یعنی سلول‌ها ایجاد می‌شود. از مهم‌ترین اثرات اشعه بر روی اجزای موجودات زنده مختلف، اثرات دیررس آن‌هاست که در فواصل زمانی مختلف و گاه طولانی، بعد از تابش اشعه و دوزهای پایین، ایجاد می‌شود. در این‌گونه اثرات، بین زمان تابش و زمان ظهور علائم آن‌ها فاصله زمانی قابل‌توجهی وجود دارد.

این اثرات کاهش نامحسوس طول عمر، ظهور اثرات ژنتیکی در نسل‌های بعدی و وقوع انواع سرطان‌ها را شامل می‌شود. مکانیزم‌های سرطان‌زایی اشعه کاملاً شناخته نیست ولی احتمالاً هر سرطان دوران کودکی، ناشی از اشعه‌های زمینه طبیعی می‌باشد. از آنجا که پرتوهای کیهانی با افزایش ارتفاع زیاد می‌شوند، انتظار داریم مردمی که در اتفاعات بالاتر از سطح دریا زندگی می‌کنند نسبت به بقیه از این اشعه بیشتر رنج ببرند. برای مثال در کلرادو که در ارتفاع 1600 متری قرار گرفته، پرتودهی تابش کیهان دوبرابر نسبت به سطح دریاست.

اثر میدان مغناطیسی زمین

رفتار زمین به‌صورت یک آهن‌ربای بزرگ، قرن‌هاست که شناخته شده است. زمین طوری رفتار می‌کند که گویا یک آهن‌ربای میله‌ای قوی، حدود 200 کیلومتر از مرکزش دارد که با محور چرخش زمین در یک راستا نیست. با تعمیم این آهن‌ربای خیالی به سطح زمین، یک قطب ژئومغناطیسی آن (حدود °79 شمال، °69 غرب) در گرین‌لند و قطب دیگر آن (°79 جنوب، °110 شرق) در قطب جنوب است. برای آشنایی با میدان مغناطیسی زمین فیلم‌های شماره 4 و 5 را تماشا کنید.

https://www. roshdmag. ir/u/20e

https://www. roshdmag. ir/u/20f

هنگامی که پرتوهای کیهانی به زمین نزدیک می‌شوند، مسیرشان تحت‌تأثیر میدان مغناطیسی زمین و چند فاکتور دیگر قرار می‌گیرد: جهت اولیه حرکت آن‌ها، جرم، سرعت و بار ذره، و اینکه میدان مغناطیسی چگونه با فاصله از زمین تغییر می‌کند. به دلیل اینکه مسیر پرتوهای کیهانی به خاطر وجود میدان مغناطیسی در نزدیکی زمین منحرف می‌شود، مسیر این ذرات در نزدیکی زمین تا حدود زیادی حلقوی و به‌هم‌پیچیده است. در نتیجه تعداد و سرعت پرتوهای کیهانی نزدیک به زمین همانند آن ذراتی که بسیار دورند اندازه‌گیری نخواهد شد.

میدان مغناطیسی و کره زمین دو لایه حفاظتی قدرتمند در برابر ریزش پرتوهای کیهانی هستند. میدان مغناطیسی همچون مانع طبیعی عظیمی برای ذرات پرتوهای کیهانی عمل می‌کند. اگر ذرات دارای انرژی باشند، از لایه‌های مگنتوسفر عبور می‌کنند و به لایه‌های بالایی جو می‌رسند، اما اگر انرژی ذرات کافی نباشد، آن‌ها در جهت خط‌های نیروی مغناطیسی گرایش پیدا می‌کنند و به علت کمبود انرژی، به آسانی حرکت می‌کنند و به قطب‌ها می‌رسند. به همین دلیل ابتدا مناطقی که در نزدیکی قطب‌ها هستند این تابش‌ها را دریافت می‌کنند و سپس نواحی نزدیک استوا که به وسیله میدان مغناطیسی زمین بهتر محافظت می‌شوند. فیلم شماره 6 را برای دریافت بهتر تماشا کنید.

https://www. roshdmag. ir/u/20g

جاکوب کالی فیزیک‌دان هلندی، با استفاده از اتاقک‌های یونیزاسیون، ثابت کرد که پرتوهای کیهانی کمترین مقدار خود را در ناحیه استوایی میدان مغناطیسی زمین دارند و شدت آن‌ها تا حدود 10 درصد در شمالی‌ترین ارتفاعات افزایش می‌یابد.

اشترومر کسی بود که نظریه منشأ شفق شمالی را بیان کرد و نشان داد که یک فضای مرکزی و اصلی در اطراف زمین وجود دارد که برای ذرات بارداری که از مسافت‌های خیلی دور به ما نزدیک می‌شوند، دست‌نیافتنی است. این نظریه برای پرتوهای کیهانی، با فرض اینکه این ذرات باردار از جهات مختلف به زمین می‌رسند، به‌کار رفت. پرتوهای کیهانی پرانرژی بر اثر میدان مغناطیسی زمین انحراف کمی پیدا می‌کنند در حالی‌که پرتوهای کیهانی کم‌انرژی در میدان مغناطیسی زمین انحراف زیادی دارند و مسیر حرکتشان بسیار پیچیده می‌شود و هیچ توصیف تحلیلی خاصی برای آن‌ها بیان نشده است.

علاوه بر فعالیت‌های خورشیدی و میدان مغناطیسی زمین، شدت تابش کیهانی به طول و عرض جغرافیایی و زاویه سمتی نیز بستگی دارد (وابستگی به طول جغرافیایی از این حقیقت ناشی می‌شود که محور دوقطبی مغناطیسی زمین با محور دوران زمین موازی نیست). همچنین شار کیهانی از جهت‌های شرقی و غربی به علت قطبش میدان وابسته به جاذبه زمین و غلبه بارهای مثبت در پرتوهای کیهانی اولیه متفاوت است که به اصطلاح به آن اثر شرقی ـ غربی می‌گویند. شدت پرتوهای کیهانی در خط استوا کمتر از قطب‌هاست، زیرا مقدار 

cut off در استوا بیشتر است؛ علت آن هم این است که ذرات باردار تمایل دارند در جهت خطوط میدان حرکت کنند، از این‌رو خطوط میدان به سمت زمین خم می‌شوند. تمام موارد بالا روی شدت تابش کیهانی تأثیر می‌گذارند.

تغییرات شار پرتوهای کیهانی در بالای اتمسفر

یک وابستگی بین شدت پرتوهای کیهانی در انرژی‌های کمتر از 10GeV با فعالیت‌های خورشیدی وجود دارد. اگر فعالیت‌های خورشیدی ثابت بود، شار پرتوهای کیهانی کهکشان ما نیز ثابت می‌شد، ولی به خاطر فعالیت‌های خورشیدی شار پرتوهای کیهانی تغییر می‌کند. بادهای خورشیدی مربوط به فعالیت‌های خورشیدی که هر یازده سال یک بار اتفاق می‌افتند پلاسمای مغناطیسی‌ای را که خورشید به وجود می‌آورد گسترش می‌دهند که باعث کاهش سرعت ذرات ورودی می‌شود. به خاطر ساختار میدان مغناطیسی، تنها برخی از پرتوهای کیهانی کهکشان ما به داخل منظومه شمسی نفوذ می‌کنند و آن به‌صورت یک محافظ عمل می‌کند. وقتی فعالیت‌های خورشیدی زیاد است، این محافظ قوی‌تر است و پرتوهای کیهانی کمتری به سطح زمین می‌رسد، و وقتی فعالیت‌های خورشیدی کمتر است، محافظ ضعیف‌تر است و پرتوهای کیهانی بیشتری به زمین می‌رسند. در شکل زیر شار پرتوهای کیهانی با توجه به فعالیت‌های خورشیدی مشخص شده است.

در نهایت ذرات پرتوهای کیهانی توسط میدان مغناطیسی زمین منحرف و در اتمسفر جذب می‌شوند، و چون انرژی کافی برای یونیزه کردن گازهای مختلف در بالای اتمسفر را دارند باعث سپیده‌دم زیبایی می‌شوند. در نیمکره شمالی به آن شفق شمالی و در نیمکره جنوبی به آن شفق جنوبی می‌گویند. این پرتوهای کیهانی کم‌انرژی را نمی‌توان به وسیله آشکارسازهای ذرات در سطح زمین آشکارسازی کرد. در فیلم شماره 7 هم می‌توانید نمای زیبایی از شفق قطبی را از دید ساکنان ایستگاه فضایی در خارج از اتمسفر ببینید.

https://www. roshdmag. ir/u/20h

پی‌نوشت‌ها

1. Henri Becquerel

2. Wilson

3. Theodor Wulf

4. Domenico Pacini

5. Victor Hess

6. Werner Kolhorster

7. Robert Milikan

8. Dimitr Skobelzyn

9. Bruno Rossi

10. Geiger

11. Hideki Yukawa

12. Van Allen

13. Gottlieb

14. Pierre Auger

15. Homi J.Bhabha

16. Albert Einsten

17. Knee

18. Ankle

19. photographic emulsions

20. cloud chambers

21. Geiger-Muller counters

22. Frank McDonald

شکل 1: تغییرات نرخ شمارش ذرات کیهانی

شکل2:  ویکتور هس بعد از فرود بالون در سال 1912

شکل 3: تصویری از پیر اوژه

شکل 4: صورت کلی منابع پرتوهای کیهانی

شکل 5:  ابرنواختر 1006 را نشان می‌دهد

شکل6:  تصویری از سحابی خرچنگ

شکل 7:  تصویری از ابرنواختر RCW86

شکل 8:  جت ذرات خارج‌شده از داخل هسته فعال کهکشانی

شکل 9:  فراوانی نسبی He تا Ni در پرتوهای کیهانی و در منظومه شمسی

شکل 10: شتاب‌گیری ذره در میدان‌ها

شکل11: منحنی عرض جغرافیایی پرتوهای کیهانی. مقدار کمینه در خط استوا اتفاق می‌افتد و مقدار بیشینه در عرض جغرافیایی قطب‌ها. منحنی‌ها نسبی‌اند، در ارتفاعات بالا شار پرتوهای کیهانی از هم جدا شده و با ارتفاع و فعالیت خورشیدی نوسان می‌یابند

شکل12: شکل شماتیکی از اثر میدان مغناطیسی اطراف زمین بر روی پرتوهای کیهانی

شکل13: منحنی بالایی شار نوترون پرتو کیهانی در ارتفاعات کلـرادو در (1996 ـ 1935) اسـت. منحنی وسط میانگین تغییرات سالانه شار پرتوهای کیهانی اندازه‌گیری‌شده توسط اتاقک یونی در (1994 ـ 1937) است. منحنی پایینی متناســب با تعداد لکه‌های خورشیدی است