קרן קוסמית – הבדלי גרסאות
תוכן שנמחק תוכן שנוסף
אין תקציר עריכה |
|||
שורה 23:
[[שדה מגנטי|השדות המגנטיים]] של הגלקסיה, [[מערכת השמש]] ו[[כדור 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 ב[[הטבלה המחזורית|טבלה המחזורית]] קיימים גם בקרינה הקוסמית, בערך באותה פרופורציה שבה הם מופיעים ב[[מערכת השמש]], אבל הבדלים מפורטים מספקים "[[טביעת אצבע]]" של מקור הקרינה הקוסמית. מדידת הכמות של כל [[יסוד]] היא קלה יחסית, משום שההבדל במטען כל [[גרעין האטום|גרעין]] נותנים חתימות שונות מאוד. קשה יותר למדידה, אבל מספק מידע יותר טוב, הוא ההרכב ה[[איזוטופ|איזוטופי]] (גרעינים של אותו [[יסוד]] בעלי מספר [[נייטרון|נייטרונים]] שונה).
בערך 90% מגרעיני הקרינה הקוסמית הם גרעיני [[מימן]] ([[פרוטון|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]] ו[[עופרת]]) 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.
| |||