קרן קוסמית – הבדלי גרסאות
תוכן שנמחק תוכן שנוסף
אין תקציר עריכה |
מ קישורים פנימיים וזוטות |
||
שורה 15:
קרינה קוסמית, הידועה גם כחלקיקים קוסמיים, נחשבה תחילה לתוצר של [[איזוטופ]]ים [[רדיואקטיביות|רדיואקטיבים]] בקרקע. תאוריה זו הופרכה בשנת [[1911]] על ידי [[ויקטור הס]], שבשנת [[1936]] זכה ב[[פרס נובל לפיזיקה]] על עבודתו. הס השתמש במדידות [[אלקטרוסקופ]]יות שנלקחו מגבהים שונים על ידי [[כדור פורח]] כדי להסיק שהקרינה הייתה קוסמית במקורה. הס המשיך והראה ש[[השמש]] אינה יכולה להיות המקור העיקרי על ידי מדידה עם כדור פורח ב[[ליקוי החמה של שנת 1912]]. הס חשב בזמנו שהקרינה הקוסמית היא [[קרינת גמא]].
בשנת [[1938]], [[פייר אוז'ה]] (Pierre Auger) צפה באירועי קרינה קוסמית כמעט-חופפים בשני מקומות מרוחקים ונפרדים. הוא הסיק שהם נבעו מחלקיקים ארעיים שה[[אנרגיה]] שלהם הייתה גבוהה מכדי לחדור דרך ה[[אטמוספירה]]. חלקיקים כאלו התנגדו במקום עם גרעינים באטמוספירה, וגרמו למפל חלקיקים הידוע כ[[מקלחת אוויר]] מקרינה קוסמית. התברר שבאירועים שבהם צפה
מדידת קרינה קוסמית עתירת [[אנרגיה]] באמצעות דגימת מקלחות אוויר נרחבות נערכו לראשונה בשנת [[1954]] ב[[מצפה הכוכבים
בעבר האמינו ש[[שטף]] הקרינה הקוסמית נשאר קבוע למדי בחלוף השנים. למעשה, זוהי אחת ההנחות היסודיות מאחורי [[תיארוך פחמן-14]]. עם זאת, לאחרונה מחקרים הראו כי שטף הקרינה הקוסמית השתנה ב-10,000 השנים האחרונות.
שורה 24:
==קרינה קוסמית סולרית==
קרינה קוסמית סולרית היא קרינה קוסמית שמקורה מ[[השמש]]. רובה מורכבת מ[[פרוטון|פרוטונים]]. 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 של המאה ה-20|שנות ה-60]], התגלה שאנרגיית הקרינה הקוסמית הסולרית משתנה משמעותית בעוצמתה והספקטרום שלה, כאשר היא גדלה בחוזקה לאחר אירועים שמשיים מסוימים כמו [[התפרצות סולרית|התפרצויות שמש]]. למעלה מכך, כאשר עולה הקרינה הקוסמית הסולרית - יורדת הקרינה הקוסמית הגלקטית, זאת משום ש[[רוח השמש]] מונעת מהקרינה הקוסמית הגלקטית להיכנס במידה מסוימת. ירידה זו נקראת "ירידת פורבוש", על-שם הפיזיקאי [[סקוט פורבוש]]
==קרינה קוסמית גלקטית==
שורה 46:
==גבול גרייסן-זצפין-קוזמין==
גבול גרייסן-זצפין-קוזמין (גבול גז"ק, GZK) 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]]. הם חזו שקרינה קוסמית בעלת אנרגיה גבוהה מהרף של {{SN|5|19}} [[אלקטרונוולט]] תגיב עם פוטוני קרינת הרקע הקוסמית ותיצור [[פאיון|פאיונים]]. תגובה זו תימשך עד שהאנרגיה תיפול מתחת לרף הפקת הפאיונים. לכן, קרינה קוסמית חוץ-גלקטית עם אנרגיה גבוהה מהרף לעולם לא תצפינה מכדור הארץ.
מספר תצפיות על ידי הניסוי [[AGASA]] מדדו קרינה קוסמית ממקורות מרוחקים עם אנרגיות גבוהות מגבול גז"ק. התצפית בחלקיקים אלו מכונה '''פרדוקס
מספר תאוריות אקזוטיות קודמו כדי להסביר את התצפיות הללו, שהבולטת מביניהן היא [[יחסות מיוחדת כפולה]].
שורה 58:
==מצפי קרינה קוסמית==
הצפייה בקרינה קוסמית נערכת בגלאים מיוחדים. בישראל ישנו גלאי קרינה קוסמית השוכן ב[[בית נייד|קרוון]] על הר [[החרמון]] ומתופעל על ידי ד"ר לב פוסטילניק מ[[מכללת עמק הירדן]]. לחללית [[אפולו 17]] הוצמד גלאי קרינה קוסמית. מצפה הקרינה הקוסמית הגדול בעולם כיום הוא מצפה פייר
==ראו גם==
|