پرتو کیهانی

پرتوهای کیهانی ذراتی هستند که در فضای خارج از زمین تولید شده و به جو زمین برخورد می‌کنند. این امواج در عبور از جو زمین و برخورد با ذرات اتمسفر به ذرات مختلفی مانند مزون‌ها و پوزیترون‌ها تبدیل می‌شوند.

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 منشا 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 انرزی 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 زمينی 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	۱۰۱۶ eV‎‏
زانوی دوم	second knee	۶‎×۱۰۱۷ eV‎‏
قوزک	Ankle	۴‎×۱۰۱۸‎‏ eV
شکستگی GZK	GZK cut-off	۴‎×۱۰۱۹ 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 آشکارساز 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 انرزی 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

کنفرانس بین‌المللی پرتوهای کیهانی

نوشتار اصلی: 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 موثر است.

جستارهای وابسته

• حد جی‌زدکا

پیوند به بیرون

در ویکی‌انبار پرونده‌هایی دربارهٔ پرتو کیهانی موجود است.

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