Sinar Kosmik
Sinar kosmik adalah partikel subatomik yang berasal dari luar angkasa dan memiliki energi tinggi karena kecepatannya yang tinggi. Mereka ditemukan ketika ditemukan bahwa konduktivitas listrik atmosfer bumi disebabkan oleh ionisasi yang disebabkan oleh radiasi energi tinggi.
Victor Franz Hess (fisikawan Amerika asal Austria) menunjukkan pada tahun 1911 bahwa ionisasi atmosfer meningkat dengan ketinggian, dan menyimpulkan bahwa radiasi harus datang dari luar angkasa.
Penemuan bahwa intensitas radiasi bergantung pada ketinggian memberi tahu kita bahwa partikel penyusun radiasi bermuatan listrik dan dibelokkan oleh medan magnet bumi.
Energi tertinggi yang diukur untuk satu partikel sinar kosmik sebanding dengan energi kinetik bola bisbol yang bergerak dengan kecepatan sekitar 100 mil per jam, sehingga lebih dari seratus juta kali lebih besar daripada energi proton yang dipercepat dalam LHC CERN.
Baca juga: Partikel Zetta | Definisi dan Penjelasan Sinar kosmik energi ultra tinggi
Kita terus-menerus terpapar radiasi pengion, baik alami maupun buatan, terlihat atau tidak terlihat
Sinar matahari adalah radiasi alami yang terlihat, yang disertai dengan radiasi yang tidak terlihat (ultraviolet dan infra merah).
Di antara radiasi alam, beberapa datang dari luar angkasa dan dikenal sebagai radiasi kosmik (atau sinar). Lainnya berasal dari radioaktivitas ambien (berasal dari batuan atau gas radon).
Halaman-halaman ini memberikan informasi tentang sinar kosmik, yang mewakili sekitar 11% sumber radiasi pengion (persentase ini tergantung khususnya di mana Anda berada).
Tabel periodik unsur-unsur digambar menurut asal mulanya. Karya tersebut terinspirasi dari situs Jennifer Johnson, Ohio State University.
Fusi Big Bang = unsur-unsur dari Big Bang.
Meledakkan bintang masif = item yang dibuat saat bintang masif mati.
Pembelahan sinar kosmik = unsur-unsur yang diciptakan oleh interaksi materi dengan sinar kosmik
Bintang bermassa rendah yang sekarat = elemen dari bintang yang lebih kecil.
Penggabungan bintang neutron: Elemen yang dihasilkan dari tabrakan antara bintang neutron.
Katai putih yang meledak: Elemen yang dihasilkan dari ledakan katai putih. Cmglee, CC BY-SA 3.0, via Wikimedia Commons
Asal usulnya masih belum jelas
Matahari diketahui memancarkan sinar kosmik berenergi rendah selama periode jilatan api matahari besar, tetapi fenomena bintang ini jarang terjadi, sehingga tidak menjelaskan asal usul sinar kosmik. Begitu pula letusan bintang lain yang mirip dengan Matahari.
Ledakan supernova besar setidaknya bertanggung jawab atas percepatan awal sebagian besar sinar kosmik, karena sisa-sisa ledakan ini merupakan sumber radio yang kuat, menyiratkan adanya elektron berenergi tinggi.
Akselerasi tambahan juga diyakini terjadi di ruang antarbintang akibat gelombang kejut dari supernova yang merambat di sana. Tidak ada bukti langsung bahwa supernova berkontribusi secara signifikan terhadap sinar kosmik. Namun, disarankan bahwa bintang biner sinar-X dapat menjadi sumber sinar kosmik. Dalam sistem ini, bintang normal menyerahkan massanya kepada pasangannya, bintang neutron atau lubang hitam.
Studi astronomi radio dari galaksi lain menunjukkan bahwa mereka juga mengandung elektron berenergi tinggi. Pusat beberapa galaksi memancarkan gelombang radio dengan intensitas yang jauh lebih besar daripada Bima Sakti, yang menunjukkan bahwa mereka mengandung sumber partikel berenergi tinggi.
Mekanisme fisik yang menghasilkan partikel-partikel ini masih belum diketahui.
Partikel bermuatan sangat cepat dari medium antarbintang. Partikel-partikel ini sebagian besar adalah proton (85%), inti helium (14%), elektron (1%) dan inti atom lainnya.
Energi mereka biasanya 1 GeV (energi yang akan dipercepat oleh elektron oleh tegangan listrik satu miliar Volt), tetapi kadang-kadang naik hingga 10 pangkat 11 GeV. Partikel-partikel ini bisa saja dipercepat selama ledakan Supernova. Matahari juga memancarkan partikel berenergi tinggi, tetapi umumnya jauh lebih rendah daripada GeV.
Sumber radiasi pengion di ruang antarplanet. NASA/JPL-Caltech/SwRI, Public domain, via Wikimedia Commons
ASAL SINAR KOSMIK
Asal usul sinar kosmik tidak sepenuhnya dipahami.
Matahari jelas merupakan sumber sinar kosmik yang penting tetapi memiliki energi yang cukup rendah (beberapa puluh GeV). Matahari adalah bola gas, sebagian besar hidrogen. Mengingat suhu permukaan matahari (~ 5000 C) hidrogen terionisasi: proton.
Di bawah pengaruh medan magnet yang berlaku di permukaan matahari, proton-proton ini dipercepat, dan menimbulkan “angin matahari” dan menciptakan aurora borealis di Bumi.
Sifat sinar kosmik
Sinar kosmik, partikel luar angkasa yaitu:
1. Bermuatan listrik sebagai:
• inti atom hidrogen (proton), helium (alfa), karbon, dll.
•elektron dan “muon” (sangat mirip dengan elektron tetapi 200 kali lebih masif)
2. Baik secara elektrik netral seperti:
• neutron (saudara netral dari proton)
• foton (“butiran” cahaya).
Klasifikasi dan sebutan berdasarkan asal
Bergantung pada asalnya, klasifikasi mereka dibagi menjadi: radiasi matahari (solar cosmic ray, SCR), galaksi (galactic cosmic ray, GCR) dan radiasi ekstragalaktik.
1. Angin matahari (Solar wind)
Kepadatan fluks partikel sekitar10 7 cm −2 s −1 , energi rendah, terutama proton dan partikel alfa. Kepadatan partikel sekitar 5 cm −3 . Penyebab Aurora Borealis.
2. Solar flares, Coronal mass ejection
Karakteristik: peningkatan temporal dalam fluks partikel dalam beberapa jam dan hari hingga 10 8 hingga 10 10 cm −2 s −1 , energi sekitar 10 MeV, kerapatan partikel hingga 50 cm −3.
3. Sabuk radiasi Van Allen
Kadang-kadang dihitung di antara sinar kosmik.
4. Sinar Kosmik Galaksi atau Bima Sakti (GCR: Galactic Cosmic Rays)
Kepadatan fluks partikel rendah, energi sangat tinggi (1 GeV dan lebih tinggi), proporsi ion berat hingga besi. Dengan meningkatnya energi, defleksi medan magnet berkurang dan anisotropi radiasi meningkat.
5. Sinar kosmik anomali (ACR: Anomalous cosmic rays)
Kemungkinan besar muncul dari interaksi angin matahari dengan materi antarbintang lokal (Interstellar medium) di wilayah terluar heliosfer, antara kejutan terminasi dan heliopause (tekanan angin surya). Karakteristik: energi lebih rendah daripada GCR (Galactic Way Cosmic Rays), ion hidrogen dan karbon lebih sedikit daripada hidrogen dan karbon dalam Interstellar medium.
Heliofer adalah sebuah gelembung di angkasa luar yang “ditiup” pada medium antarbintang (gas hidrogen dan helium yang menyelubungi galaksi) oleh angin surya.
6. Sinar kosmik ekstragalaksi
Energi maksimum hingga sekitar 10 20 eV. Kepadatan fluks di bawah 10 −20 partikel per detik dan meter persegi. Seperti sinar kosmik galaksi, ekstragalaksi terdiri dari proton dan ion yang lebih berat.
Penemuan awal dan sejarahnya
Dikatakan bahwa Charles de Coulomb telah menduga adanya radiasi bermuatan di dasar pelepasan lambat bola bermuatan. Secara lebih konkret, perlu menunggu awal abad ke-20 agar sinar kosmik dapat disorot.
1910: Pendeta Wulf belajar sambil mendaki Menara Eiffel dan menunjukkan bahwa radiasi pengion yang teramati tidak hanya disebabkan oleh radioaktivitas alami, tetapi sebagian darinya berasal “dari atas”
1912: Victor Hess, dengan memuat perangkat yang peka terhadap sinar (lihat foto di seberang) di dalam balon, menyimpulkan bahwa ada radiasi yang tidak diketahui yang datang bukan dari bumi, tetapi dari luar angkasa: sinar kosmik. Studi mereka menyebabkan lahirnya “fisika partikel”.
1925: Robert Millikan berpikir bahwa radiasi bermuatan yang disorot oleh Hess terdiri dari sinar gamma: dari sini lahir ungkapan “sinar kosmik”.
1930: Arthur Compton, dengan mengirimkan enam puluh peneliti untuk melakukan kampanye pengukuran di seluruh dunia, membuktikan bahwa hal ini terdiri dari partikel bermuatan, peka terhadap efek garis lintang.
1938: Pierre Auger mendirikan di puncak gunung dengan detektor partikel.
Bagaimana cara mendeteksinya?
Ada 2 cara untuk mendeteksinya: deteksi langsung dan tidak langsung.
1. Deteksi langsung
Deteksi langsung dapat dilakukan oleh semua jenis pendeteksi partikel di ISS, di satelit, atau di balon ketinggian tinggi. Namun, ada batasan berat dan ukuran yang membatasi opsi detektor.
Contoh teknik deteksi langsung adalah metode berbasis jalur nuklir yang dikembangkan oleh Robert Fleischer, P. Buford Price, dan Robert M. Walker untuk digunakan pada balon ketinggian. Dalam metode ini, lembaran plastik bening, seperti polikarbonat Lexan 0,25 mm, ditumpuk dan langsung terpapar sinar kosmik di ruang angkasa atau di ketinggian. Muatan nuklir menyebabkan pemutusan ikatan kimia atau ionisasi pada plastik. Di bagian atas tumpukan plastik, ionisasi lebih sedikit karena kecepatan sinar kosmik yang tinggi. Saat kecepatan sinar kosmik berkurang karena perlambatan tumpukan, ionisasi meningkat di sepanjang jalan. Lembaran plastik yang dihasilkan “digores” atau dilarutkan secara perlahan dalam larutan panas natrium hidroksida, yang menghilangkan material dari permukaan dengan kecepatan yang lambat dan diketahui. Natrium hidroksida kaustik melarutkan plastik dengan kecepatan lebih cepat di sepanjang jalur plastik terionisasi. Hasil bersihnya adalah lubang berbentuk kerucut di dalam plastik. Pitting diukur dengan mikroskop berkekuatan tinggi (biasanya 1600× perendaman minyak), dan laju etsa diplot sebagai fungsi kedalaman ke dalam plastik yang ditumpuk.
Teknik ini menghasilkan kurva unik untuk setiap inti atom dari 1 hingga 92, sehingga memungkinkan untuk mengidentifikasi muatan dan energinya yang melewati tumpukan plastik. Semakin luas ionisasi di sepanjang jalur, semakin besar muatannya. Selain kegunaannya untuk pendeteksian sinar kosmik, teknik ini juga digunakan untuk mendeteksi inti yang tercipta sebagai produk fisi nuklir.
2. Deteksi tidak langsung
Ada beberapa metode pendeteksian sinar kosmik terestrial yang saat ini digunakan, yang dapat dibagi menjadi dua kategori utama: pendeteksian partikel sekunder yang membentuk pancuran udara luas (extensive air showers/EAS) oleh berbagai jenis detektor partikel, dan pendeteksian radiasi elektromagnetik; dipancarkan oleh EAS ke atmosfer.
Susunan pancuran udara yang luas yang dibentuk oleh detektor partikel mengukur partikel bermuatan yang melewatinya. Array EAS dapat mengamati area langit yang luas dan dapat aktif lebih dari 90% dari waktu. Namun, mereka kurang mampu memisahkan efek latar belakang sinar kosmik dibandingkan teleskop udara Cherenkov . Sebagian besar perangkat EAS generasi terbaru menggunakan sintilator plastik. Air (cair atau beku) juga digunakan sebagai media pendeteksi yang dilalui partikel dan menghasilkan radiasi Cherenkov agar dapat dideteksi. Untuk alasan ini, beberapa matriks menggunakan detektor air/es-Cherenkov sebagai alternatif atau tambahan untuk sintilator. Dengan menggabungkan beberapa detektor, beberapa susunan EAS memiliki kemampuan untuk membedakan muon dari partikel sekunder yang lebih ringan (foton, elektron, positron). Fraksi muon di antara partikel sekunder adalah cara tradisional untuk memperkirakan komposisi massa sinar kosmik primer.
Sumber bacaan: CleverlySmart, Space, Britannica
Photo credit: NASA (Public Domain) via Wikimedia Commons
Deskripsi foto utama: Negeri Ajaib ‘Musim Dingin’ Kosmik (Cosmic ‘Winter’ Wonderland)
Meskipun tidak ada musim di luar angkasa, pemandangan kosmik ini memunculkan pemikiran tentang lanskap musim dingin yang membekukan. Faktanya, ini adalah wilayah yang disebut NGC 6357 di mana radiasi dari bintang-bintang muda yang panas memberi energi pada gas yang lebih dingin di awan yang mengelilinginya. Gambar komposit ini berisi data sinar-X dari Observatorium Sinar-X Chandra NASA dan teleskop ROSAT ( ungu), data inframerah dari Spitzer Space Telescope NASA (oranye), dan data optik dari SuperCosmos Sky Survey (biru) yang dibuat oleh Teleskop Inframerah Britania Raya.
Terletak di galaksi kita sekitar 5.500 tahun cahaya dari Bumi, NGC 6357 sebenarnya adalah “gugus gugus”, yang berisi setidaknya tiga gugus bintang muda, termasuk banyak bintang panas, masif, dan bercahaya. Sinar-X dari Chandra dan ROSAT mengungkap ratusan sumber titik, yaitu bintang-bintang muda di NGC 6357, serta pancaran sinar-X difus dari gas panas. Ada gelembung, atau rongga, yang tercipta oleh radiasi dan material yang terhembus dari permukaan bintang masif, ditambah ledakan supernova.
Para astronom menyebut NGC 6357 dan objek lain seperti itu sebagai wilayah “HII” (diucapkan “H-dua”). Daerah HII tercipta ketika radiasi dari bintang muda yang panas melepaskan elektron dari atom hidrogen netral di gas sekitarnya untuk membentuk awan hidrogen terionisasi, yang secara ilmiah dilambangkan sebagai “HII”.
Peneliti menggunakan Chandra untuk mempelajari NGC 6357 dan objek serupa karena bintang muda terang dalam sinar-X. Juga, sinar-X dapat menembus selubung gas dan debu yang mengelilingi bintang-bintang bayi ini, memungkinkan para astronom untuk melihat detail kelahiran bintang yang mungkin terlewatkan.
Sumber bacaan: CleverlySmart, CERN, Space
Sumber foto: NASA, Public domain, via Wikimedia Commons
Deskripsi photo: NGC 6357, berjarak 5.500 tahun cahaya, memiliki bintang-bintang muda panas yang mengisi gasnya. Gambar tersebut menggabungkan data dari Chandra (ungu), Spitzer (oranye), dan SuperCosmos (biru).
Ini adalah sekelompok kelompok bintang, beberapa besar dan terang. Teleskop Chandra dan ROSAT mengungkap banyak bintang muda dan gas panas, serta gelembung dari sinar yang kuat.
Para ilmuwan menyebut NGC 6357 sebagai wilayah “HII”, yang dibentuk oleh bintang-bintang panas yang mengisi gas. Mereka menggunakan Chandra untuk mempelajarinya, karena ia mendeteksi sinar-X terang dari bintang-bintang muda dan dapat melihat menembus awan gas dan debu, sehingga mengungkap rincian kelahiran bintang.
Radiasi Sinar Cahaya | alfa (α), beta (β), gamma (γ), Radiasi X dan Neutron | Radiasi Pengion
