মহাজাগতিক রশ্মি

উইকিপিডিয়া, মুক্ত বিশ্বকোষ থেকে
Cosmic ray flux versus particle energy

BillyIstiak (আলাপ) ১২:২১, ৫ মার্চ ২০২২ (ইউটিসি)

মহাজগতিক রশ্মি ইংরেজি Cosmic rays বাইরে থেকে পৃথিবীর বায়ুমন্ডলে উচ্চ শক্তিসম্পন্ন যে আহিত কণাসমূহ প্রবেশ করে তাদেরকে সমষ্টিগতভাবে মহাজাগতিক রশ্মি বলা হয়।[১] মহাজাগতিক রশ্মি হল উচ্চ-শক্তির প্রোটন এবং পারমাণবিক নিউক্লিয়াস যা প্রায় আলোর গতিতে মহাকাশের মধ্য দিয়ে চলে। তারা সূর্য থেকে, আমাদের নিজস্ব গ্যালাক্সিতে সৌরজগতের বাইরে থেকে, এবং দূরবর্তী ছায়াপথ থেকে উদ্ভূত হয়।[২][৩] পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের সাথে প্রভাবে, মহাজাগতিক রশ্মি গৌণ কণার ঝরনা তৈরি করে, যার মধ্যে কিছু পৃষ্ঠে পৌঁছায়; যদিও স্তূপটি ম্যাগনেটোস্ফিয়ার বা হেলিওস্ফিয়ার দ্বারা মহাকাশে বিচ্যুত হয়।

মহাজাগতিক রশ্মি ১৯১২ সালে ভিক্টর হেস বেলুন পরীক্ষায় আবিষ্কার করেছিলেন, যার জন্য তিনি ১৯৩৬ সালে পদার্থবিজ্ঞানে নোবেল পুরস্কার পান।

মহাজাগতিক রশ্মির সরাসরি পরিমাপ, বিশেষ করে নিম্ন শক্তিতে, ১৯৫০ এর দশকের শেষের দিকে প্রথম উপগ্রহ উৎক্ষেপণের পর থেকে সম্ভব হয়েছে। পারমাণবিক এবং উচ্চ-শক্তি পদার্থবিদ্যায় ব্যবহৃত অনুরূপ কণা ডিটেক্টরগুলি মহাজাগতিক রশ্মির গবেষণার জন্য উপগ্রহ এবং মহাকাশ অনুসন্ধানে ব্যবহৃত হয়।[৪] ফার্মি স্পেস টেলিস্কোপ (২০১৩)[৫] থেকে পাওয়া তথ্য প্রমাণ হিসাবে ব্যাখ্যা করা হয়েছে যে প্রাথমিক মহাজাগতিক রশ্মির একটি উল্লেখযোগ্য ভগ্নাংশ নক্ষত্রের সুপারনোভা বিস্ফোরণ থেকে উদ্ভূত হয়।[৬] ২০১৮ সালে ব্লাজার TXS 0506+056 থেকে নিউট্রিনো এবং গামা রশ্মির পর্যবেক্ষণের উপর ভিত্তি করে, সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াসও মহাজাগতিক রশ্মি তৈরি করতে দেখা যায়।[৭][৮]

ব্যাকরণ[সম্পাদনা]

রশ্মি শব্দটি কিছুটা ভুল নাম, কারণ মহাজাগতিক রশ্মি, মূলত, ভুলভাবে বিশ্বাস করা হয়েছিল যে বেশিরভাগ ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক বিকিরণ। সাধারণ বৈজ্ঞানিক ব্যবহারে,[৯] অভ্যন্তরীণ ভর সহ উচ্চ-শক্তির কণাগুলিকে "মহাজাগতিক" রশ্মি বলা হয়, যখন ফোটনগুলি, যা ইলেক্ট্রোম্যাগনেটিক বিকিরণের কোয়ান্টা (এবং তাই কোন অন্তর্নিহিত ভর নেই) তাদের সাধারণ নামে পরিচিত, যেমন গামা রশ্মি বা এক্স-রে, তারা ফোটন শক্তির উপর নির্ভর করে।

গঠন[সম্পাদনা]

প্রাথমিক মহাজাগতিক রশ্মিগুলির মধ্যে, যা পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলের বাইরে উৎপন্ন হয়, প্রায় 99% হল সুপরিচিত পরমাণুর খালি নিউক্লয়াস (ইলেকট্রন শেল টুকরা), এবং প্রায় 1% হল একাকী ইলেকট্রন (অর্থাৎ এক ধরনের বিটা কণা)। নিউক্লিয়াসের মধ্যে, প্রায় 90% সরল প্রোটন (অর্থাৎ, হাইড্রোজেন নিউক্লিয়াস); 9% হল আলফা কণা, হিলিয়াম নিউক্লিয়াসের অনুরূপ; এবং 1% হল ভারী মৌলের নিউক্লিয়াস, যাকে HZE আয়ন বলা হয়। এই ভগ্নাংশগুলি মহাজাগতিক রশ্মির শক্তি পরিসরের উপর অত্যন্ত পরিবর্তিত হয়। একটি খুব ছোট ভগ্নাংশ হল অ্যান্টিম্যাটারের স্থিতিশীল কণা, যেমন পজিট্রন বা অ্যান্টিপ্রোটন। এই অবশিষ্ট ভগ্নাংশের সুনির্দিষ্ট প্রকৃতি সক্রিয় গবেষণার একটি ক্ষেত্র। অ্যান্টি-আলফা কণার জন্য পৃথিবীর কক্ষপথ থেকে একটি সক্রিয় অনুসন্ধান তাদের সনাক্ত করতে ব্যর্থ হয়েছে।

শক্তি[সম্পাদনা]

মহাজাগতিক রশ্মি কার্যত খুব আগ্রহ আকর্ষণ করে, ক্ষতির কারণে তারা বায়ুমণ্ডল এবং চৌম্বক ক্ষেত্রের সুরক্ষার বাইরে মাইক্রোইলেক্ট্রনিক্স এবং জীবনকে আঘাত করে, কারণ সবচেয়ে শক্তিশালী অতি-উচ্চ-শক্তি মহাজাগতিক রশ্মির শক্তি ৩× 1020 eV কাছাকাছি আসতে দেখা গেছে, লার্জ হ্যাড্রন কোলাইডার দ্বারা ত্বরিত কণার শক্তির প্রায় ৪০ মিলিয়ন গুণ। কেউ দেখাতে পারে যে সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াসে সেন্ট্রিফিউগাল ত্বরণের প্রক্রিয়ার মাধ্যমে এই ধরনের বিশাল শক্তি অর্জন করা যেতে পারে। ৫০ J-এ, সর্বোচ্চ-শক্তির অতি-উচ্চ-শক্তি মহাজাগতিক রশ্মি (যেমন ১৯৯১ সালে রেকর্ড করা OMG কণা) ৯০-কিলোমিটার-প্রতি-ঘণ্টায় (৫৬ mph) বেসবলের গতিশক্তির সাথে তুলনীয় শক্তি রয়েছে। এই আবিষ্কারের ফলে, আরও বৃহত্তর শক্তির মহাজাগতিক রশ্মি অনুসন্ধানে আগ্রহ দেখা দিয়েছে। তবে বেশিরভাগ মহাজাগতিক রশ্মিতে এমন চরম শক্তি নেই; মহাজাগতিক রশ্মির শক্তি বন্টন ০.৩ গিগাইলেক্ট্রনভোল্টে (৪.৮×১০−11 J) শীর্ষে।

ইতিহাস[সম্পাদনা]

১৮৯৬ সালে হেনরি বেকারেল দ্বারা তেজস্ক্রিয়তা আবিষ্কারের পরে, এটি সাধারণত বিশ্বাস করা হয়েছিল যে বায়ুমণ্ডলীয় বিদ্যুৎ, বায়ুর আয়নকরণ, শুধুমাত্র ভূমিতে তেজস্ক্রিয় উপাদান বা তেজস্ক্রিয় গ্যাস বা রেডনের আইসোটোপ থেকে বিকিরণ দ্বারা সৃষ্ট হয়েছিল। ১৯০০ থেকে ১৯১০ দশকের মধ্যে মাটির উপরে ক্রমবর্ধমান উচ্চতায় আয়নকরণের হার বৃদ্ধির পরিমাপগুলি মধ্যস্থতাকারী বায়ু দ্বারা আয়নাইজিং বিকিরণ শোষণের কারণে ব্যাখ্যা করা যেতে পারে।

আবিষ্কার[সম্পাদনা]

১৯০৯ সালে, থিওডোর উলফ একটি ইলেক্ট্রোমিটার তৈরি করেন, যা একটি অভেদ্যভাবে সিল করা পাত্রের ভিতরে আয়ন উৎপাদনের হার পরিমাপ করার জন্য একটি যন্ত্র, এবং এটি আইফেল টাওয়ারের শীর্ষে তার ভিত্তির তুলনায় উচ্চ স্তরের বিকিরণ দেখানোর জন্য ব্যবহার করে। যাইহোক, Physikalische Zeitschrift-এ প্রকাশিত তার গবেষণাপত্র ব্যাপকভাবে গৃহীত হয়নি। ১৯১১ সালে, ডোমেনিকো পাচিনি একটি হ্রদের উপর, সমুদ্রের উপরে এবং পৃষ্ঠ থেকে 3 মিটার গভীরতায় আয়নকরণের হারের যুগপত বৈচিত্র লক্ষ্য করেন। পাচিনি পানির নিচে তেজস্ক্রিয়তা হ্রাস থেকে উপসংহারে পৌঁছেছেন যে আয়নকরণের একটি নির্দিষ্ট অংশ অবশ্যই পৃথিবীর তেজস্ক্রিয়তা ব্যতীত অন্যান্য উৎসের কারণে হতে হবে।

১৯১২ সালে, ভিক্টর হেস একটি বিনামূল্যে বেলুন ফ্লাইটে ৫,৩00 মিটার উচ্চতায় তিনটি উন্নত-নির্ভুলতা উলফ ইলেক্ট্রোমিটার নিয়ে যান। তিনি দেখতে পান যে আয়নকরণের হার স্থল স্তরের হারের তুলনায় প্রায় চারগুণ বৃদ্ধি পেয়েছে। হেস প্রায় সম্পূর্ণ গ্রহণের সময় একটি বেলুন আরোহন করে সূর্যকে বিকিরণের উৎস হিসাবে বাতিল করেছিলেন। চাঁদ সূর্যের দৃশ্যমান বিকিরণকে অনেকাংশে অবরুদ্ধ করে, হেস এখনও ক্রমবর্ধমান উচ্চতায় ক্রমবর্ধমান বিকিরণ পরিমাপ করেছে। তিনি উপসংহারে এসেছিলেন যে "পর্যবেক্ষণের ফলাফলগুলি সম্ভবত এই ধারণা দ্বারা ব্যাখ্যা করা হয়েছে যে খুব উচ্চ অনুপ্রবেশকারী শক্তির বিকিরণ আমাদের বায়ুমণ্ডলে উপর থেকে প্রবেশ করে।" ১৯১৩-১৯১৪ সালে, Werner Kolhörster ৯ কিলোমিটার উচ্চতায় বর্ধিত আয়নকরণ এনথালপি হার পরিমাপ করে ভিক্টর হেসের আগের ফলাফলগুলি নিশ্চিত করেছিলেন।

হেস তার আবিষ্কারের জন্য ১৯৩৬ সালে পদার্থবিজ্ঞানে নোবেল পুরস্কার পেয়েছিলেন।

সনাক্তকরণ[সম্পাদনা]

ব্রুনো রসি লিখেছিলেন যে:

১৯২০-এর দশকের শেষের দিকে এবং ১৯৩০-এর দশকের গোড়ার দিকে বেলুন দ্বারা বায়ুমণ্ডলের সর্বোচ্চ স্তরে নিয়ে যাওয়া বা জলের নীচে গভীর গভীরতায় ডুবে যাওয়া স্ব-রেকর্ডিং ইলেক্ট্রোস্কোপের কৌশলটি জার্মান পদার্থবিদ এরিখ রেজেনার এবং তার গোষ্ঠীর দ্বারা অভূতপূর্ব পরিপূর্ণতা অর্জন করেছিল। এই বিজ্ঞানীদের কাছে আমরা উচ্চতা এবং এই বিজ্ঞানীদের কাছে আমরা উচ্চতা এবং গভীরতা নিয়ে একটি ফাংশন হিসাবে মহাজাগতিক-রশ্মি আয়নাইজেশনের তৈরি সবচেয়ে সঠিক পরিমাপের কিছু ঋণী

আর্নেস্ট রাদারফোর্ড ১৯৩১ সালে বলেছিলেন যে "অধ্যাপক মিলিকানের সূক্ষ্ম পরীক্ষাগুলি এবং প্রফেসর রিজেনারের আরও সুদূরপ্রসারী পরীক্ষার জন্য ধন্যবাদ, আমরা এখন প্রথমবারের মতো পেয়েছি, জলে এই বিকিরণের শোষণের একটি বক্ররেখা যা আমরা নিরাপদে নির্ভর করতে পারি।"

১৯২০ এর দশকে, মহাজাগতিক রশ্মি শব্দটি রবার্ট মিলিকান দ্বারা তৈরি করা হয়েছিল যিনি পানির গভীর থেকে উচ্চ উচ্চতায় এবং বিশ্বজুড়ে মহাজাগতিক রশ্মির কারণে আয়নকরণের পরিমাপ করেছিলেন। মিলিকান বিশ্বাস করতেন যে তার পরিমাপ প্রমাণ করে যে প্রাথমিক মহাজাগতিক রশ্মিগুলি গামা রশ্মি; অর্থাৎ, এনার্জেটিক ফোটন। এবং তিনি একটি তত্ত্ব প্রস্তাব করেছিলেন যে তারা ভারী উপাদানগুলিতে হাইড্রোজেন পরমাণুর সংমিশ্রণের উপজাত হিসাবে আন্তঃনাক্ষত্রিক মহাকাশে উত্পাদিত হয়েছিল এবং গামা রশ্মির কম্পটন বিচ্ছুরণ দ্বারা বায়ুমণ্ডলে সেকেন্ডারি ইলেক্ট্রনগুলি উৎপাদিত হয়েছিল। কিন্তু তারপর, ১৯২৭ সালে জাভা থেকে নেদারল্যান্ডে যাত্রা করে, জ্যাকব ক্লে প্রমাণ পেয়েছিলেন, পরে অনেক পরীক্ষায় নিশ্চিত করেছেন যে, মহাজাগতিক রশ্মির তীব্রতা গ্রীষ্মমন্ডল থেকে মধ্য-অক্ষাংশ পর্যন্ত বৃদ্ধি পায়, যা নির্দেশ করে যে প্রাথমিক মহাজাগতিক রশ্মিগুলি বিক্ষিপ্ত হয়। ভূ-চৌম্বকীয় ক্ষেত্র এবং তাই চার্জযুক্ত কণা হতে হবে, ফোটন নয়। ১৯২৯ সালে, বিজ্ঞানী বোথ এবং কোলহোর্স্টার চার্জযুক্ত মহাজাগতিক-রশ্মি কণা আবিষ্কার করেন যা ৪.১ সেন্টিমিটার সোনা ভেদ করতে পারে। মিলিকানের প্রস্তাবিত আন্তঃনাক্ষত্রিক ফিউশন প্রক্রিয়া থেকে ফোটন দ্বারা এই ধরনের উচ্চ শক্তির চার্জযুক্ত কণা সম্ভবত উৎপাদিত হতে পারে না।

১৯৩০ সালে, ব্রুনো রসি পূর্ব এবং পশ্চিম থেকে আগত মহাজাগতিক রশ্মির তীব্রতার মধ্যে একটি পার্থক্য ভবিষ্যদ্বাণী করেছিলেন যা প্রাথমিক কণার চার্জের উপর নির্ভর করে- তথাকথিত "পূর্ব-পশ্চিম প্রভাব"। তিনটি স্বাধীন পরীক্ষা দেখা গেছে যে তীব্রতা প্রকৃতপক্ষে পশ্চিম থেকে বেশি, প্রমাণ করে যে বেশিরভাগ প্রাথমিক ইতিবাচক। ১৯৩০ থেকে ১৯৪৫ সাল পর্যন্ত, বিভিন্ন ধরণের তদন্ত নিশ্চিত করেছে যে প্রাথমিক মহাজাগতিক রশ্মিগুলি বেশিরভাগই প্রোটন, এবং বায়ুমণ্ডলে উৎপন্ন গৌণ বিকিরণ প্রাথমিকভাবে ইলেকট্রন, ফোটন এবং মিউন। ১৯৪৮ সালে, বেলুন দ্বারা বায়ুমণ্ডলের শীর্ষে বাহিত পারমাণবিক দুগ্ধবতী নির্যাস বিশেষ পর্যবেক্ষণে দেখা গেছে যে প্রায় ১০% প্রাইমারি হল হিলিয়াম নিউক্লিয়াস (আলফা কণা) এবং ১% হল কার্বন, লোহা এবং সীসার মতো ভারী উপাদানগুলির নিউক্লিয়াস।

পূর্ব-পশ্চিম প্রভাব পরিমাপের জন্য তার সরঞ্জামের একটি পরীক্ষা চলাকালীন, রসি লক্ষ্য করেছেন যে দুটি ব্যাপকভাবে পৃথক করা গেইগার কাউন্টারের কাছাকাছি-একযোগে নিঃসরণের হার প্রত্যাশিত দুর্ঘটনার হারের চেয়ে বেশি। পরীক্ষা সংক্রান্ত তার প্রতিবেদনে, রসি লিখেছেন "... মনে হয় যে একবারে রেকর্ডিং সরঞ্জামগুলি কণার খুব বিস্তৃত বর্ষণ দ্বারা আঘাত করে, যা কাউন্টারগুলির মধ্যে কাকতালীয় সৃষ্টি করে, এমনকি একে অপরের থেকে অনেক দূরত্বে স্থাপন করা হয়।"১৯৩৭ সালে পিয়েরে অগার, রসির পূর্ববর্তী প্রতিবেদন সম্পর্কে অজ্ঞাত, একই ঘটনাটি সনাক্ত করেছিলেন এবং কিছু বিশদ তদন্ত করেছিলেন। তিনি উপসংহারে এসেছিলেন যে উচ্চ-শক্তির প্রাথমিক মহাজাগতিক-রশ্মি কণা বায়ুমণ্ডলের উচ্চ নিউক্লিয়াসের সাথে মিথস্ক্রিয়া করে, গৌণ মিথস্ক্রিয়াগুলির একটি ক্যাসকেড শুরু করে যা শেষ পর্যন্ত ইলেক্ট্রন এবং ফোটনের ঝরনা দেয় যা স্থল স্তরে পৌঁছায়।

সোভিয়েত পদার্থবিদ সের্গেই ভার্নোভ সর্বপ্রথম রেডিওসোন্ড ব্যবহার করে মহাজাগতিক রশ্মি পাঠ করার জন্য একটি বেলুন দ্বারা উচ্চ উচ্চতায় নিয়ে যাওয়া একটি যন্ত্রের সাহায্যে। ১ এপ্রিল ১৯৩৫-এ, তিনি গৌণ রশ্মি ঝরনা গণনা এড়াতে একটি অ্যান্টি-কাকনসিডেন্স সার্কিটে একজোড়া গেইগার কাউন্টার ব্যবহার করে 13.6 কিলোমিটার পর্যন্ত উচ্চতায় পরিমাপ করেছিলেন।

হোমি জে. ভাভা ইলেক্ট্রন দ্বারা পজিট্রন বিক্ষিপ্ত হওয়ার সম্ভাবনার জন্য একটি অভিব্যক্তি তৈরি করেছিলেন, একটি প্রক্রিয়া যা এখন ভাভা স্ক্যাটারিং নামে পরিচিত। ১৯৩৭ সালে প্রকাশিত ওয়াল্টার হেইটলারের সাথে যৌথভাবে তাঁর ক্লাসিক গবেষণাপত্রে বর্ণনা করা হয়েছিল যে কীভাবে মহাকাশ থেকে প্রাথমিক মহাজাগতিক রশ্মি স্থল স্তরে পর্যবেক্ষণ করা কণা তৈরি করতে উপরের বায়ুমণ্ডলের সাথে যোগাযোগ করে। ভাভা এবং হিটলার গামা রশ্মি এবং ধনাত্মক এবং নেতিবাচক ইলেকট্রন জোড়ার ক্যাসকেড উৎপাদন দ্বারা মহাজাগতিক রশ্মির ঝরনা গঠন ব্যাখ্যা করেছিলেন।

শক্তির বিন্যাস[সম্পাদনা]

ঘনত্বের নমুনা এবং ব্যাপক বায়ু ঝরনার দ্রুত সময়ের কৌশল দ্বারা অতি-উচ্চ-শক্তি প্রাথমিক মহাজাগতিক রশ্মির শক্তি এবং আগমনের দিকনির্দেশের পরিমাপ ১৯৫৪ সালে ম্যাসাচুসেটস ইনস্টিটিউট অফ টেকনোলজিতে রসি মহাজাগতিক রশ্মি গ্রুপের সদস্যদের দ্বারা করা হয়েছিল। পরীক্ষাটি হার্ভার্ড কলেজ অবজারভেটরির আগাসিজ স্টেশনের মাঠে ৪৬০ মিটার ব্যাসের একটি বৃত্তের মধ্যে সাজানো এগারোটি সিন্টিলেশন ডিটেক্টর নিযুক্ত করেছিল। সেই কাজ থেকে, এবং সারা বিশ্বে পরিচালিত অন্যান্য অনেক পরীক্ষা-নিরীক্ষা থেকে, প্রাথমিক মহাজাগতিক রশ্মির শক্তি বর্ণালী এখন ১০২০ eV-এর বাইরে প্রসারিত বলে পরিচিত। Auger Project নামক একটি বিশাল বায়ু ঝরনা পরীক্ষা বর্তমানে আর্জেন্টিনার পাম্পাসের একটি স্থানে পদার্থবিজ্ঞানীদের একটি আন্তর্জাতিক কনসোর্টিয়াম দ্বারা পরিচালিত হয়। শিকাগো বিশ্ববিদ্যালয়ের পদার্থবিদ্যায় ১৯৮০ সালের নোবেল পুরস্কার বিজয়ী জেমস ক্রোনিন এবং লিডস বিশ্ববিদ্যালয়ের অ্যালান ওয়াটসন এবং পরে আন্তর্জাতিক পিয়েরে অগার সহযোগিতার বিজ্ঞানীরা এই প্রকল্পের নেতৃত্ব দেন। তাদের উদ্দেশ্য হল অতি উচ্চ-শক্তির প্রাথমিক মহাজাগতিক রশ্মির বৈশিষ্ট্য এবং আগমনের দিকগুলি অন্বেষণ করা। দীর্ঘ দূরত্ব থেকে মহাজাগতিক রশ্মির শক্তির (প্রায় ১৬০ মিলিয়ন আলোকবর্ষ) একটি তাত্ত্বিক গ্রিসেন-জাটসেপিন-কুজমিন সীমাবদ্ধতার কারণে কণা পদার্থবিদ্যা এবং মহাজাগতিক বিজ্ঞানের জন্য ফলাফলগুলি গুরুত্বপূর্ণ প্রভাব ফেলবে বলে আশা করা হচ্ছে যা ১০২০ eV-এর উপরে ঘটে মহাবিশ্বের বিগ ব্যাং উৎপত্তি থেকে অবশিষ্ট ফোটন। বর্তমানে পিয়েরে অগার অবজারভেটরি তার নির্ভুলতা উন্নত করতে এবং সবচেয়ে শক্তিশালী মহাজাগতিক রশ্মির এখনও অপ্রমাণিত উত্সের প্রমাণ খুঁজে পেতে একটি আপগ্রেডের মধ্য দিয়ে যাচ্ছে।

উচ্চ-শক্তি গামা রশ্মি (>৫০ MeV ফোটন) অবশেষে ১৯৬৭ সালে OSO-৩ স্যাটেলাইটে বাহিত একটি MIT পরীক্ষা দ্বারা প্রাথমিক মহাজাগতিক বিকিরণে আবিষ্কৃত হয়। গ্যালাকটিক এবং অতিরিক্ত-গ্যালাকটিক উৎসের উপাদানগুলি প্রাথমিক চার্জযুক্ত কণার ১% এর চেয়ে অনেক কম তীব্রতায় পৃথকভাবে চিহ্নিত করা হয়েছিল। তারপর থেকে, অসংখ্য উপগ্রহ গামা-রে মানমন্দির গামা-রশ্মি আকাশকে ম্যাপ করেছে। সবচেয়ে সাম্প্রতিক হল ফার্মি অবজারভেটরি, যা আমাদের ছায়াপথের বিচ্ছিন্ন এবং বিচ্ছুরিত উত্সগুলিতে উৎপাদিত গামা রশ্মির তীব্রতার একটি সংকীর্ণ ব্যান্ড এবং মহাকাশীয় গোলকের উপর বিতরণ করা অসংখ্য বিন্দু-সদৃশ অতিরিক্ত-গ্যালাক্টিক উৎস দেখানো একটি মানচিত্র তৈরি করেছে।

উৎস[সম্পাদনা]

মহাজাগতিক রশ্মির উৎস সম্পর্কে প্রাথমিক অনুমানে ১৯৩৪ সালের বিজ্ঞানী বাডে এবং জুইকির একটি প্রস্তাব অন্তর্ভুক্ত ছিল যে মহাজাগতিক রশ্মি সুপারনোভা থেকে উদ্ভূত হয়েছিল। হোরেস ডব্লিউ. ব্যাবককের একটি ১৯৪৮ সালের প্রস্তাবে পরামর্শ দেওয়া হয়েছিল যে চৌম্বকীয় পরিবর্তনশীল নক্ষত্রগুলি মহাজাগতিক রশ্মির উৎস হতে পারে। পরবর্তীকালে, সেকিডো এট আল। (১৯৫১) ক্র্যাব নেবুলাকে মহাজাগতিক রশ্মির উৎস হিসেবে চিহ্নিত করেছে। তারপর থেকে, মহাজাগতিক রশ্মির জন্য বিভিন্ন সম্ভাব্য উৎস পৃষ্ঠ হতে শুরু করে, যার মধ্যে রয়েছে সুপারনোভা, সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াস, কোয়াসার এবং গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ।

পরবর্তী পরীক্ষাগুলি মহাজাগতিক রশ্মির উত্সগুলিকে আরও নিশ্চিতভাবে সনাক্ত করতে সাহায্য করেছে। ২০০৯ সালে, আর্জেন্টিনার পিয়েরে অগার অবজারভেটরির বিজ্ঞানীদের দ্বারা আন্তর্জাতিক মহাজাগতিক রশ্মি সম্মেলনে উপস্থাপিত একটি গবেষণাপত্র দেখিয়েছিল যে অতি-উচ্চ শক্তির মহাজাগতিক রশ্মিগুলি রেডিও গ্যালাক্সি সেন্টোরাস এ-এর খুব কাছাকাছি আকাশের একটি অবস্থান থেকে উদ্ভূত হয়েছে, যদিও লেখকরা বিশেষভাবে বলেছেন যে মহাজাগতিক রশ্মির উৎস হিসেবে Centaurus A নিশ্চিত করার জন্য আরও তদন্তের প্রয়োজন হবে। যাইহোক, গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ এবং মহাজাগতিক রশ্মির ঘটনার মধ্যে কোনো সম্পর্ক খুঁজে পাওয়া যায়নি, যার ফলে লেখকরা ১ GeV – ১ TeV মহাজাগতিক রশ্মির প্রবাহের উপর ৩ × ১০42 – ৩ × ১০৪৩ erg·cm−2 এর মতো ঊর্ধ্ব সীমা নির্ধারণ করেছেন। গামা-রশ্মি বিস্ফোরণ থেকে।

২০০৯ সালে, মহাজাগতিক রশ্মির উত্স হিসাবে সুপারনোভাকে "পিন ডাউন" করা হয়েছিল বলে বলা হয়েছিল, এটি খুব বড় টেলিস্কোপ থেকে ডেটা ব্যবহার করে একটি গ্রুপ দ্বারা তৈরি একটি আবিষ্কার। এই বিশ্লেষণটি, যাইহোক, ২০১১ সালে PAMELA এর তথ্যের সাথে বিতর্কিত হয়েছিল, যা প্রকাশ করেছিল যে "[হাইড্রোজেন এবং হিলিয়াম নিউক্লিয়াস] এর বর্ণালী আকারগুলি ভিন্ন এবং একটি একক শক্তি আইন দ্বারা ভালভাবে বর্ণনা করা যায় না", যা মহাজাগতিক রশ্মি গঠনের আরও জটিল প্রক্রিয়ার পরামর্শ দেয়। ফেব্রুয়ারী ২০১৩ সালে, যদিও, নিরপেক্ষ পিয়ন ক্ষয়ের পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে ফার্মি থেকে তথ্য বিশ্লেষণ করে গবেষণায় দেখা যায় যে সুপারনোভা প্রকৃতপক্ষে মহাজাগতিক রশ্মির একটি উৎস, প্রতিটি বিস্ফোরণে প্রায় ৩ × ১০42 - ৩ × ১০৪৩ জুল মহাজাগতিক রশ্মি উৎপন্ন হয়।

সুপারনোভা সমস্ত মহাজাগতিক রশ্মি তৈরি করে না, এবং তারা যে মহাজাগতিক রশ্মি তৈরি করে তার অনুপাত এমন একটি প্রশ্ন যার উত্তর গভীর তদন্ত ছাড়া পাওয়া যাবে না। সুপারনোভা এবং সক্রিয় গ্যালাকটিক নিউক্লিয়াসের প্রকৃত প্রক্রিয়া ব্যাখ্যা করার জন্য যা ছিনতাই করা পরমাণুকে ত্বরান্বিত করে, পদার্থবিদরা শক ফ্রন্ট এক্সিলারেশনকে যুক্তিযুক্ত যুক্তি হিসেবে ব্যবহার করেন ।

২০১৭ সালে, পিয়েরে অগার সহযোগিতা সর্বোচ্চ শক্তি মহাজাগতিক রশ্মির আগমনের দিকগুলিতে একটি দুর্বল অ্যানিসোট্রপির পর্যবেক্ষণ প্রকাশ করে। যেহেতু গ্যালাকটিক কেন্দ্রটি ঘাটতি অঞ্চলে রয়েছে, তাই এই অ্যানিসোট্রপিকে সর্বোচ্চ শক্তিতে মহাজাগতিক রশ্মির এক্সট্রা গ্যালাকটিক উৎসের প্রমাণ হিসাবে ব্যাখ্যা করা যেতে পারে। এটি বোঝায় যে গ্যালাকটিক থেকে এক্সট্রা গ্যালাকটিক উৎসে একটি রূপান্তর শক্তি থাকতে হবে এবং বিভিন্ন ধরণের মহাজাগতিক-রশ্মি উৎস হতে পারে যা বিভিন্ন শক্তি ব্যাপ্তিতে অবদান রাখে।

প্রভাব[সম্পাদনা]

বায়ুমণ্ডলীয় রসায়নের পরিবর্তন মহাজাগতিক রশ্মি বায়ুমণ্ডলে নাইট্রোজেন এবং অক্সিজেন অণুকে আয়ন করে, যা অনেক রাসায়নিক বিক্রিয়ার দিকে পরিচালিত করে। প্রতিক্রিয়ার মাধ্যমে পৃথিবীর বায়ুমণ্ডলে কার্বন-১৪-এর মতো অসংখ্য অস্থির আইসোটোপের ক্রমাগত উৎপাদনের জন্যও মহাজাগতিক রশ্মি দায়ী:

n + 14N → p + 14C

মহাজাগতিক রশ্মি ১৯৫০-এর দশকের গোড়ার দিকে মাটির উপরে পারমাণবিক অস্ত্র পরীক্ষার শুরু পর্যন্ত অন্তত বিগত ১,০০,০০০ বছর ধরে বায়ুমণ্ডলে কার্বন-১৪ এর মাত্রা প্রায় স্থির (৭০ টন) রেখেছিল। এই ঘটনাটি রেডিওকার্বন ডেটিংয়ে ব্যবহৃত হয়।

প্রাথমিক মহাজাগতিক রশ্মির প্রতিক্রিয়া পণ্য, রেডিওআইসোটোপ অর্ধ-জীবনকাল, এবং উৎপাদন প্রতিক্রিয়া বেরিলিয়াম কার্বন সোডিয়াম ম্যাগনেসিয়াম সিলিকন ফসফরাস সালফার ক্লোরিন আর্গন ক্রিপ্টন

তথ্যসূত্র[সম্পাদনা]

  1. ↑ Sharma (২০০৮)। Atomic And Nuclear Physics। Pearson Education India। পৃষ্ঠা 478। আইএসবিএন 978-81-317-1924-4। 
  2. ↑ Sharma, Shatendra (২০০৮)। Atomic and Nuclear Physics। Pearson Education India। পৃষ্ঠা 478। আইএসবিএন 978-81-317-1924-4। 
  3. ↑ "Detecting cosmic rays from a galaxy far, far away"। Science Daily। ২১ সেপ্টেম্বর ২০১৭। সংগ্রহের তারিখ ২৬ ডিসেম্বর ২০১৭। 
  4. ↑ Cilek, Vaclav, সম্পাদক (২০০৯)। "Cosmic Influences on the Earth"। Earth System: History and Natural Variability। I। Eolss Publishers। পৃষ্ঠা 165। আইএসবিএন 978-1-84826-104-4। 
  5. ↑ Ackermann, M.; Ajello, M.; Allafort, A.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; ও অন্যান্য (১৫ ফেব্রুয়ারি ২০১৩)। "Detection of the characteristic pion decay-signature in supernova remnants"। Science। 339 (6424): 807–811। arXiv:1302.3307 অবাধে প্রবেশযোগ্য। এসটুসিআইডি 29815601। ডিওআই:10.1126/science.1231160। পিএমআইডি 23413352। বিবকোড:2013Sci...339..807A। 
  6. ↑ Pinholster, Ginger (১৩ ফেব্রুয়ারি ২০১৩)। "Evidence shows that cosmic rays come from exploding stars" (সংবাদ বিজ্ঞপ্তি)। Washington, DC: American Association for the Advancement of Science। 
  7. ↑ [no author cited]; ও অন্যান্য (HESS Collaboration) (২০১৬)। "Acceleration of petaelectronvolt protons in the Galactic Centre"। Nature। 531 (7595): 476–479। arXiv:1603.07730 অবাধে প্রবেশযোগ্য। এসটুসিআইডি 4461199। ডিওআই:10.1038/nature17147। পিএমআইডি 26982725। বিবকোড:2016Natur.531..476H। 
  8. ↑ [no author cited]; ও অন্যান্য (IceCube Collaboration) (১২ জুলাই ২০১৮)। "Neutrino emission from the direction of the blazar TXS 0506+056 prior to the IceCube-170922A alert"। Science। 361 (6398): 147–151। arXiv:1807.08794 অবাধে প্রবেশযোগ্য। আইএসএসএন 0036-8075। এসটুসিআইডি 133261745। ডিওআই:10.1126/science.aat2890। পিএমআইডি 30002248। বিবকোড:2018Sci...361..147I। 
  9. ↑ Christian, Eric। "Are cosmic rays electromagnetic radiation?"। NASA। ৩১ মে ২০০০ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। সংগ্রহের তারিখ ১১ ডিসেম্বর ২০১২। 
'https://bn.wikipedia.org/w/index.php?title=মহাজাগতিক_রশ্মি&oldid=6025342' থেকে আনীত