קרינה קוסמית

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
(הופנה מהדף קרניים קוסמיות)
קפיצה אל: ניווט, חיפוש

ניתן להגדיר קרינה קוסמיתאנגלית: Cosmic ray) כחלקיקים אנרגטיים שמוצאם מחוץ לכדור הארץ. תערובת חלקיקים זו כוללת אלקטרונים, פרוטונים, קרינת גמא, קרינת בטא, קרינת אלפא וגרעיני אטומים אחרים מאזור גדול של הטבלה המחזורית. האנרגיה הקינטית של חלקיקים אלו נעה בין 14 סדרי גודל, ושטף הקרניים הקוסמיות על כדור הארץ הוא בערך ההופכי לריבוע האנרגיה. המגוון הרחב של אנרגיות חלקיקים משתקף במגוון רחב של מקורות. קרניים קוסמיות נובעות מתהליכים אנרגטיים בשמש עד לאזורים הרחוקים ביותר של היקום הנראה.

היסטוריה[עריכת קוד מקור | עריכה]

ספקטרום האנרגיה עבור קרינה קוסמית: ככל שאנרגיית החלקיקים גבוהה יותר, כך פחות מהם מגיעים אלינו.

קרינה קוסמית, הידועה גם כחלקיקים קוסמיים, נחשבה תחילה לתוצר של איזוטופים רדיואקטיבים בקרקע. תאוריה זו הופרכה בשנת 1911 על ידי ויקטור הס, שבשנת 1936 זכה בפרס נובל לפיזיקה על עבודתו. הס השתמש במדידות אלקטרוסקופיות שנלקחו מגבהים שונים על ידי כדור פורח כדי להסיק שהקרינה הייתה קוסמית במקורה. הס המשיך והראה שהשמש אינה יכולה להיות המקור העיקרי על ידי מדידה עם כדור פורח בליקוי החמה של שנת 1912. הס חשב בזמנו שהקרינה הקוסמית היא קרינת גמא.

בשנת 1938, פייר אוז'ה צפה באירועי קרינה קוסמית כמעט-חופפים בשני מקומות מרוחקים ונפרדים. הוא הסיק שהם נבעו מחלקיקים ארעיים שהאנרגיה שלהם הייתה גבוהה מכדי לחדור דרך האטמוספירה. חלקיקים כאלו התנגדו במקום עם גרעינים באטמוספירה, וגרמו למפל חלקיקים הידוע כמקלחת אוויר מקרינה קוסמית. התברר שבאירועים שבהם אוגר צפה האנרגיה הגיעה ל-1015eV, פי 10 מיליון מכל תצפית קודמת.

מדידת קרינה קוסמית עתירת אנרגיה באמצעות דגימת מקלחות אוויר נרחבות נערכו לראשונה בשנת 1954 במצפה הכוכבים בהרווארד. מעבודתם, ומניסויי מערכי-קרקע רבים שבאו לאחריה, ספקטרום הקרינה הקוסמית ידוע כיום עד ל-1020eV.

בעבר האמינו ששטף הקרינה הקוסמית נשאר קבוע למדי בחלוף השנים. למעשה, זוהי אחת ההנחות היסודיות מאחורי תיארוך פחמן-14. עם זאת, לאחרונה מחקרים המציאו ראיות לכך שבמהלך מספר מאות שטף הקרינה הקוסמית משתנה ב-10,000 השנים האחרונות.

קרינה קוסמית מעורבת בפריקה החשמלית בברקים. כיום אף מקובל לחשוב שלמעשה כל הברקים מוצתים על ידי תהליך יחסותי, "התפרקות מסלול המראה", שנגרם על ידי קרניים קוסמיות. אז כתוצאה מכן מתפתחת התפרקות הברק באמצעות מנגנוני "התפרקות רגילה".

קרינה קוסמית סולרית[עריכת קוד מקור | עריכה]

קרינה קוסמית סולרית היא קרינה קוסמית שמקורה מהשמש. רובה מורכבת מפרוטונים. קרינה זו היא בעלת אנרגיה נמוכה יחסית (10–100 קילו-אלקטרון-וולט). התרכובת הממוצעת של הקרינה דומה לזו של השמש עצמה. לאחר אמצע שנות ה-60, התגלה שאנרגיית הקרינה הקוסמית הסולרית משתנה משמעותית בעוצמתה והספקטרום שלה, כאשר היא גדלה בחוזקה לאחר אירועים שמשיים מסוימים כמו התפרצויות שמש. למעלה מכך, כאשר עולה הקרינה הקוסמית הסולרית - יורדת הקרינה הקוסמית הגלקטית, זאת משום שרוח השמש מונעת מהקרינה הקוסמית הגלקטית להיכנס במידה מסוימת. ירידה זו נקראת "ירידת פורבוש", על-שם הפיזיקאי סקוט פורבוש. ירידות פורבוש נוטות לבוא לאחר 11 שנות מחזור כתמי שמש.

קרינה קוסמית גלקטית[עריכת קוד מקור | עריכה]

קרינה קוסמית (שדה מגנטי) סביב כדור הארץ, כתוצאה מפגיעה של קרני השמש

קרינה קוסמית גלקטית היא סך כל החלקיקים האנרגטיים שזורמים אל מערכת השמש שלנו ממרחבי הגלקסיה. קרינה קוסמית גלקטית מורכבת בעיקר מחלקי אטומים: פרוטונים, אלקטרונים וגרעיני אטומים שכל האלקטרונים שהקיפום הוסרו מהם במסעם רב-המהירות דרך הגלקסיה (כמעט במהירות האור). קרניים קוסמיות מספקות לנו את אחת מהדגימות הישירות המועטות שלנו של חומר מחוץ למערכת השמש. קרינה קוסמית גלקטית שונה מקרינה קוסמית סולרית, שמורכבת ברובה מפרוטונים וגרעיני הליום המואצים על ידי פעילות שמשית. האנרגיה הממוצעת של קרינה קוסמית גלקטית גם גבוהה בהרבה מאנרגיות הקרינה הקוסמית השמשית.

השדות המגנטיים של הגלקסיה, מערכת השמש וכדור הארץ בלבלו את מסלולי הטיסה של חלקיקים אלו עד כדי כך שכבר אי אפשר לאתר שוב את מקורותיהם בגלקסיה. אם השמיים ימופו לפי עוצמת הקרינה הקוסמית מכל כיוון, המפה תהיה אחידה לגמרי, לכן כדי לאתר את מוצא הקרינה יש להשתמש באמצעים עקיפים.

אחת התצפיות העקיפות שניתן לבצע היא מציאת הרכב הקרינה הקוסמית, שיכולה לספר רבות על מקור ומסע הקרניים הקוסמיות ברחבי הגלקסיה. הרכב הקרינה הקוסמית הוא הדרך שבה הקרינה הקוסמית מפורקת למרכיביה השונים: חלק הפרוטונים, חלק גרעיני ההליום וכו'. כל היסודות הטבעיים בטבלה המחזורית קיימים גם בקרינה הקוסמית, בערך באותה פרופורציה שבה הם מופיעים במערכת השמש, אבל הבדלים מפורטים מספקים "טביעת אצבע" של מקור הקרינה הקוסמית. מדידת הכמות של כל יסוד היא קלה יחסית, משום שההבדל במטען כל גרעין נותנים חתימות שונות מאוד. קשה יותר למדידה, אבל מספק מידע יותר טוב, הוא ההרכב האיזוטופי (גרעינים של אותו יסוד בעלי מספר נייטרונים שונה). הפרדה בין האיזוטופים דורשת, למעשה, שקילת כל גרעין שנכנס לגלאי הקרינה הקוסמית.

בערך 90% מגרעיני הקרינה הקוסמית הם גרעיני מימן (פרוטונים), בערך 9% הם גרעיני הליום (קרינת אלפא), וכל שאר היסודות מהווים פחות מ-1%. אפילו באחוז יחיד זה ישנם יסודות ואיזוטופים נדירים מאוד. לאספתם של אלו דרושים גלאים גדולים כדי לאסוף מספיק חלקיקים בשביל שליית הממצאים על מקור הקרינה. ניסוי HEAO: Heavy Nuclei Experiment, שיצא לדרכו ב-1979, אסף רק בסביבות 100 קרניים קוסמיות בין היסוד 75 ליסוד 87 (הקבוצה שכוללת פלטינה, כספית ועופרת) בכמעט שנה וחצי של טיסה, והוא היה גדול בהרבה מרוב המכשירים המדעיים המוטסים על ידי NASA כיום. כדי לערוך מדידות טובות יותר - דרוש מכשיר גדול יותר, וככל שהמכשיר גדול יותר - כך עלותו גדלה בהתאם.

האיזוטופ 7Be נמצא בקרינה קוסמית, אולם בסביבות רגילות איזוטופ זה מתפרק ל-7Li על ידי לכידת אלקטרון, כלומר שאחד האלקטרונים המקיפים מתלכד עם הגרעין, ובכך מוריד את מטענו מ-4 ל-3 יחידות (בתהליך גם נפלט נייטרינו). קרניים קוסמיות הן חשופות לחלוטין, כלומר הן השילו את כל האלקטרונים שלהן, ולכן 7Be שורד וניתן לצפות בו. יסודות רדיואקטיביים אחרים, הקרויים "איזוטופי שעון" נוכחים גם הם: Be-10 (זמן מחצית חיים: 1.6 מיליון שנה), Al-26 (870 אלף שנה), Cl-36 (300 אלף שנה), ו-Mn-54 (800 אלף שנה לערך). הכמויות של איזוטופים אלו קטנות יחסית, משום שאחוזים ניכרים מהם דעכו במהלך 10,000,000 השנים שבהן הקרינה הקוסמית הייתה בחלל. אף-על-פי-כן, כמויות קטנות של איזוטופים נצפות בבירור ויכולות לשמש לחקר זמן הבידוד של הקרינה הקוסמית בחלל ופילוג החומר שאיתו קרינה קוסמית מגיבה לייצור גרעינים שניוניים. מכאן השם "איזוטופי שעון": הם מספרים לנו לפני כמה זמן הופקה הקרינה הקוסמית.

מקורה של הקרינה הקוסמית הגלקטית[עריכת קוד מקור | עריכה]

רוב הקרינה הקוסמית הגלקטית כנראה הואצה בגלי ההדף של שארי סופרנובה. אין זאת אומרת שהסופרנובה עצמה מאיצה את החלקיקים למהירויות אלו, שאריות של הסופרנובה, עננים מתרחבים של גז ושדה מגנטי, יכולים לשרוד למשך אלפי שנים, ושם מואצות הקרניים הקוסמיות הגלקטיות. ניתור אקראי קדימה ואחורה בשדה המגנטי של השארית מאפשר לחלק מהחלקיקים לצבור אנרגיה ולהפוך לקרניים קוסמיות. בסופו של דבר הן מטפסות למהירות כה גבוהה שהשארית כבר לא יכול להחזיקן, והן נמלטות לגלקסיה.

משום שהקרניים הקוסמיות בסופו של דבר בורחות משארית הסופרנובה, הן יכולות להאיץ אך ורק עד לאנרגיה מקסימלית כלשהי, שתלויה בגודל אזור ההאצה וכוח השדה המגנטי.

עם זאת, קרניים קוסמיות נצפו במהירויות גבוהות בהרבה מאשר שאריות סופרנובה יכולות להפיק, ומוצא האנרגיות האולטרה-גבוהות הללו הוא עדיין תעלומה גדולה. ייתכן שהן באות מחוץ לגלקסיה, מגרעינים גלקטים פעילים, קוואזרים או התפרצויות קרני גמא. אולי הן חתימתה של פיזיקה אקזוטית וחדשה: חומר אפל או פגמים טופולוגים במבנה היקום עצמו.

גבול גרייסן-זצפין-קוזמין[עריכת קוד מקור | עריכה]

גבול גרייסן-זצפין-קוזמין (גבול גז"ק) הוא גבול עליון תאורטי עבור האנרגיה של קרינה קוסמית ממקורות מרוחקים.

גבול זה חושב ב-1966 על ידי קנת' גרייסן, ואדים קוזמין ו-גאורגי זצפין, בהתבסס על תגובות שנחזו בין קרינה קוסמית והפוטונים של קרינת הרקע הקוסמית. הן חזו שקרינה קוסמית בעלת אנרגיה גבוהה מהרף של 5×1019 אלקטרון-וולט תגיב עם פוטוני קרינת הרקע הקוסמית ותיצור פאיונים. תגובה זו תמשך עד אשר האנרגיה תיפול מתחת לרף הפקת הפאיונים. לכן, קרינה קוסמית חוץ-גלקטית עם אנרגיה גבוהה מהרף לעולם לא תצפינה מכדור הארץ.

מספר תצפיות שנעשו על ידי ניסוי ה-AGASA מדדו קרינה קוסמית ממקורות מרוחקים עם אנרגיות גבוהות מגבול גס"ק. התצפית בחלקיקים אלו מכונה פרדוקס גס"ק או פרדוקס הקרניים הקוסמיות.

תצפיות אלו נראות כסותרות את תורת היחסות הפרטית ופיזיקת חלקיקים כפי שהן מובנות כיום. ישנם מספר הסברים אפשריים לתצפיות אלו שעשויים לפתור את הפרדוקס. ראשית, התצפיות יכולת להיות בשל תקלה במכשירים או פרשנות לא נכונה של הניסוי. שנית, הקרניים הקוסמיות יכולות היו להיות ממקורות קרובים (אף-על-פי שאין זה ברור אילו מקורות אלו היו יכולים להיות). הצעה נוספת מערבת חלקיקים מרובי אנרגיה שמגיבים בחולשה זה עם זה (למשל ניטרינים) שעשויים להווצר במרחקים גדולים ולאחר להגיב אזורית וליצור את החלקיקים שנצפו.

מספר תאוריות אקזוטיות קודמו כדי להסביר את התצפיות הללו, שהבולטת מביניהן היא יחסות מיוחדת כפולה.

קרינה קוסמית אנומלית[עריכת קוד מקור | עריכה]

קרינה קוסמית אנומלית היא קרינה קוסמית בעלת אנרגיות נמוכות להפליא. משערים שהיא נוצרת בקצה מערכת השמש שלנו, היכן שרוח השמש וההליוספירה נפגשות בחומר הבין-כוכבי. קרינה קוסמית גלקטית שפוגעת בחזית ההדף של רוח השמש יכולה להאט, ובכך להפוך לקרינה קוסמית אנומלית בעלת אנרגיה נמוכה.

מצפי קרינה קוסמית[עריכת קוד מקור | עריכה]

הצפייה בקרינה קוסמית נערכת בגלאים מיוחדים. בישראל ישנו גלאי קרינה קוסמית השוכן בקרוון על הר החרמון ומתופעל על ידי ד"ר לב פוסטילניק ממכללת עמק הירדן. לחללית אפולו 17 הוצמד גלאי קרינה קוסמית. מצפה הקרינה הקוסמית הגדול בעולם כיום הוא מצפה פייר אוגר בארגנטינה ובסין נבנה כיום מצפה הקרינה הקוסמית הגדול בעולם בינגבייאין שבטיבט.

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]

קישורים חיצוניים[עריכת קוד מקור | עריכה]