منذ ما يقرب من قرن من الزمان ، بدأ العلماء يدركون أن بعض الإشعاع الذي نكتشفه في الغلاف الجوي للأرض ليس محلي المنشأ. أدى هذا في النهاية إلى اكتشاف الأشعة الكونية والبروتونات عالية الطاقة والنوى الذرية التي تم تجريدها من إلكتروناتها وتسريعها إلى سرعات نسبية (قريبة من سرعة الضوء). ومع ذلك ، لا يزال هناك العديد من الألغاز التي تحيط بهذه الظاهرة الغريبة (والقاتلة).
يتضمن هذا أسئلة حول أصولهم وكيف يتم تسريع المكون الرئيسي للأشعة الكونية (البروتونات) بهذه السرعة العالية. بفضل البحث الجديد الذي أجرته جامعة ناغويا ، حدد العلماء كمية الأشعة الكونية المنتجة في بقايا المستعر الأعظم لأول مرة. ساعد هذا البحث في حل لغز عمره 100 عام وهو خطوة رئيسية نحو التحديد الدقيق لمصدر الأشعة الكونية.
بينما يعتقد العلماء أن الأشعة الكونية تنشأ من مصادر عديدة - شمسنا ، والمستعرات الأعظمية ، وانفجارات أشعة غاما (GRBs) ، و نوى المجرة النشطة (يُعرف أيضًا باسم الكوازارات) - كان أصلها لغزًا منذ اكتشافها لأول مرة في عام 1912. وبالمثل ، افترض علماء الفلك أن بقايا المستعرات الأعظمية (الآثار اللاحقة لانفجارات المستعر الأعظم) مسؤولة عن تسريعها إلى ما يقرب من سرعة الضوء.
تحدث زخات من الجسيمات عالية الطاقة عندما تضرب الأشعة الكونية النشطة الجزء العلوي من الغلاف الجوي للأرض. تم اكتشاف الأشعة الكونية بشكل غير متوقع في عام 1912. الائتمان التوضيحي: Simon Swordy (U. Chicago) ، NASA.
أثناء سفرهم عبر مجرتنا ، تلعب الأشعة الكونية دورًا في التطور الكيميائي للوسط النجمي (ISM). على هذا النحو ، فإن فهم أصلهم أمر بالغ الأهمية لفهم كيفية تطور المجرات. في السنوات الأخيرة ، دفعت الملاحظات المحسّنة بعض العلماء إلى التكهن بأن بقايا المستعر الأعظم تؤدي إلى ظهور أشعة كونية لأن البروتونات التي تسرعها تتفاعل مع البروتونات في ISM لتكوين أشعة جاما عالية الطاقة (VHE).
ومع ذلك ، تنتج أشعة جاما أيضًا عن طريق الإلكترونات التي تتفاعل مع الفوتونات في ISM ، والتي يمكن أن تكون في شكل فوتونات الأشعة تحت الحمراء أو إشعاع من الخلفية الكونية الميكروية (CMB). لذلك ، فإن تحديد المصدر الأكبر أمر بالغ الأهمية لتحديد أصل الأشعة الكونية. على أمل إلقاء الضوء على هذا ، قام فريق البحث - الذي ضم أعضاء من جامعة ناغويا ، ب المرصد الفلكي الوطني لليابان (NAOJ) ، وجامعة Adelaide ، أستراليا - لاحظت بقايا المستعر الأعظم RX J1713.7؟ 3946 (RX J1713).
كان مفتاح بحثهم هو النهج الجديد الذي طوروه لتحديد مصدر أشعة غاما في الفضاء بين النجوم. أظهرت الملاحظات السابقة أن شدة أشعة جاما VHE الناتجة عن اصطدام البروتونات بالبروتونات الأخرى في ISM تتناسب مع كثافة الغاز بين النجوم ، والتي يمكن تمييزها باستخدام التصوير الخطي الراديوي. من ناحية أخرى ، من المتوقع أيضًا أن تكون أشعة جاما الناتجة عن تفاعل الإلكترونات مع الفوتونات في ISM متناسبة مع شدة الأشعة السينية غير الحرارية من الإلكترونات.
من أجل دراستهم ، اعتمد الفريق على البيانات التي حصل عليها النظام المجسم عالي الطاقة (HESS) ، وهو مرصد أشعة غاما VHE الموجود في ناميبيا (ويديره معهد ماكس بلانك للفيزياء النووية). ثم قاموا بدمج هذا مع بيانات الأشعة السينية التي حصل عليها مرصد بعثة المرآة المتعددة للأشعة السينية (XMM-Newton) التابع لوكالة الفضاء الأوروبية وبيانات عن توزيع الغاز في الوسط بين النجوم.
الأشعة الكونية التي تنتجها أشعة غاما مقابل الإلكترونات (في الأعلى) ، والبيانات التي تم الحصول عليها من خلال رصدات HESS و XMM-Newton (أسفل). الائتمان: معمل الفيزياء الفلكية / جامعة ناغويا
ثم قاموا بدمج جميع مجموعات البيانات الثلاثة وحددوا أن البروتونات تمثل 67 ± 8 ٪ من الأشعة الكونية بينما تمثل إلكترونات الأشعة الكونية 33 ± 8 ٪ - تقريبًا 70/30 انقسام. تعتبر هذه النتائج رائدة لأنها المرة الأولى التي يتم فيها تحديد الأصول المحتملة للأشعة الكونية. كما أنها تشكل الدليل الأكثر تحديدًا حتى الآن على أن بقايا المستعرات الأعظمية هي مصدر الأشعة الكونية.
تُظهر هذه النتائج أيضًا أن أشعة جاما الصادرة عن البروتونات أكثر شيوعًا في المناطق البينجمية الغنية بالغاز ، بينما تتعزز تلك التي تسببها الإلكترونات في المناطق الفقيرة بالغاز. هذا يدعم ما توقعه العديد من الباحثين ، وهو أن الآليتين تعملان معًا للتأثير على تطور ISM. قالت البروفيسور الفخري ياسو فوكوي ، الذي كان المؤلف الرئيسي للدراسة:
'لم يكن من الممكن تحقيق هذه الطريقة الجديدة بدون تعاون دولي. [سيتم تطبيقه] على المزيد من بقايا المستعر الأعظم باستخدام الجيل التالي من تلسكوب أشعة جاما CTA (مجموعة تلسكوب Cherenkov Telescope) بالإضافة إلى المراصد الحالية ، والتي ستعمل على تقدم كبير في دراسة أصل الأشعة الكونية. '
بالإضافة إلى قيادة هذا المشروع ، يعمل Fukui على تحديد توزيع الغاز بين النجوم منذ عام 2003 باستخدام نانتن تلسكوب راديو في مرصد لاس كامباناس في شيلي و مجموعة تلسكوب أستراليا المدمجة . بفضل البروفيسور جافين رويل والدكتورة سابرينا أينيكي من جامعة أديلايد (المؤلفان المشاركان في الدراسة) و H.E.S.S. فريق ، فإن الدقة المكانية وحساسية مراصد أشعة جاما قد وصلت أخيرًا إلى النقطة التي يمكن فيها إجراء مقارنات بين الاثنين.
وفي الوقت نفسه ، قاد المؤلف المشارك الدكتور Hidetoshi Sano من NAOJ تحليل مجموعات البيانات الأرشيفية من مرصد XMM-Newton. في هذا الصدد ، تُظهر هذه الدراسة أيضًا كيف أن التعاون الدولي ومشاركة البيانات يتيحان جميع أنواع البحوث المتطورة. إلى جانب الأدوات المحسّنة ، تؤدي الأساليب المحسّنة وفرص التعاون الأكبر إلى عصر أصبحت فيه الاختراقات الفلكية أمرًا معتادًا!
قراءة متعمقة: جامعة ناغويا و مجلة الفيزياء الفلكية
