پرتو کیهانی

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.^[۲]

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.^[۳]

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^[۲]

با این حال هنوز بخش‌های زیادی از منابع پرتوهای کیهانی ناشناخته مانده‌است.^[۴]

ذرات پس از نزدیک شدن به زمین به علت وجود مغناطوکره دور زمینی در شعاعی خاص می‌چرخند^[۵] 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^[۶](EAS) می‌گویند.

در طیف انرژی این پرتوها چهار شکستگی وجود دارد:

بین تعداد و انرژی رابطه دیفرانسیلی زیر برقرار است:^[۵]

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

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

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

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

که در آن:

E انرژی

N تعداد است.

برای رصد پرتوهای کیهانی از آشکارسازهای ذرات مانند آشکارساز چرنکوف و تلسکوپ فلوئورسنس استفاده می‌شود.^[۸]

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.^[۲]
• رصدخانه آگاسا:در آکنو، ژاپن که از سال ۱۹۹۳ تا ۲۰۰۴ فعال بود^[۲]
• رصدخانه های‌رس:در داگ‌وی یوتا، آمریکا قرار دارد.^[۲]
• رصدخانه آماندا:در قطب جنوب برای آشکارسازی نوترینوها به کار می‌رود^[۹] ولی از آن برای تحلیل اطلاعات دیگر پرتوهای کیهانی هم استفاده می‌شود.

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»..

با بررسی دوره یازده ساله سیکل خورشیدی اثبات شد که پرتوهای کیهانی ناشی از خورشید در کاهش ضخامت لایه اوزن مؤثر است.^[۱۰]

• حد جی‌زدکا

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

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