เอกภพมีลักษณะแตกต่างกันอย่างน่าทึ่งเมื่อดูที่ความยาวคลื่นต่างๆ ความไวของตาต่อพื้นที่ที่มองเห็นได้ของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าช่วยให้เราสามารถวิเคราะห์ดวงดาวนับพันดวง ดาวเคราะห์แต่ละดวงที่เคลื่อนที่ช้าๆ บนท้องฟ้า และแม้แต่แสงกระจายจางๆ จากกาแลคซีของเรา โฟตอนเหล่านี้เกือบทั้งหมดถูกผลิตโดยวัตถุที่ร้อนและเรืองแสง และด้วยการปรับเครื่องมือให้รับรังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า
ความถี่สูง
เช่น แสงอัลตราไวโอเลตและรังสีเอกซ์ เราจึงสามารถสำรวจบริเวณที่ร้อนกว่าของจักรวาลได้แต่ที่ความถี่แม่เหล็กไฟฟ้าสูงสุด ซึ่งสอดคล้องกับรังสีแกมมา เอกภพเริ่มดูแปลกประหลาดมากขึ้น เนื่องจากรังสีแกมมาไม่ได้เกิดจากกระบวนการทางความร้อน แต่เกิดจากการชนกันระหว่างอนุภาคที่มีประจุสัมพัทธ์
กับสสารหรือแสง การชนกันดังกล่าวเร่งความเร็วหรือทำให้อนุภาคแตก ทำให้อนุภาคเหล่านี้ปล่อยโฟตอนความถี่สูงออกมา ทำให้มองเห็นกระบวนการทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์ที่รุนแรงที่สุดเท่าที่ทราบความเข้าใจของเราเกี่ยวกับสภาพแวดล้อมที่รุนแรงเหล่านี้กำลังจะก้าวไปข้างหน้าอย่างมาก
ในเดือนนี้ NASA เตรียมเปิดตัวกล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีแกมมาขนาดใหญ่ ( Glast ) ซึ่งเป็นหอดูดาวหนัก 4 ตันที่อัดแน่นด้วยเครื่องตรวจจับอนุภาคล้ำสมัยที่จะเผยให้เห็นเอกภพของรังสีแกมมาอย่างละเอียดยิ่งขึ้น มีเหตุผลที่ดีที่จะคาดหวังสิ่งที่ดี ท้องฟ้ารังสีแกมมาดาราศาสตร์รังสีแกมมาสามารถ
ย้อนไปได้ถึง 50 ปีจากบทความของฟิลิป มอร์ริสัน นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์เชิงทฤษฎีชาวอเมริกันผู้ล่วงลับไปแล้ว ซึ่งแย้งว่าแสงที่มองเห็นได้ส่วนใหญ่ซึ่งดาราศาสตร์แบบดั้งเดิมใช้นั้นแท้จริงแล้วเป็นการแผ่รังสี “ทุติยภูมิ” ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์ได้รับพลังงานจากปฏิกิริยาฟิวชันที่อยู่ลึกเข้าไปในแกนกลาง
ของมัน แต่การแผ่รังสีแสงที่เราเห็นนั้นไม่ได้เกิดจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ขั้นต้นเอง แต่เกิดจากวัสดุที่ได้รับความร้อนจากพวกมัน เนื่องจากกระบวนการปฐมภูมิเหล่านี้มีแนวโน้มที่จะเกิดขึ้นที่พลังงานที่สูงกว่าเมกะอิเล็กตรอนโวลต์สองสามตัว การปล่อยรังสีแกมมาจึงสามารถบ่งชี้โดยตรงมากขึ้นถึงกระบวนการ
ทางดาราศาสตร์
ฟิสิกส์พื้นฐาน การสังเกตรังสีแกมมาทำได้ยากกว่าที่คาดไว้ แต่ในช่วงสองทศวรรษที่ผ่านมา นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์รังสีแกมมาได้สร้างผลลัพธ์ที่น่าอัศจรรย์บางอย่าง ซึ่งรวมถึงการค้นพบควาซาร์ที่อยู่ห่างไกลซึ่งแผ่พลังงานส่วนใหญ่ออกมาในช่วงรังสีแกมมา รังสีแกมมามีความเป็นไปได้สูง
ที่จะมีปฏิสัมพันธ์กับสสาร ซึ่งช่วยให้เราสร้างเครื่องมือที่สามารถตรวจจับพวกมันได้ แต่เครื่องมือแบบเดียวกันนี้ยังมีความไวต่ออนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าจำนวนมาก ซึ่งเพิ่มเสียงรบกวนเบื้องหลังอย่างมาก ทำให้งานสังเกตการณ์ยากยิ่งขึ้น รังสีแกมมามีพลังงานสูง ดังนั้นความยาวคลื่นสั้นจึงไม่สามารถรวบรวม
และโฟกัสรังสีแกมมาในลักษณะที่กล้องโทรทรรศน์ทั่วไปทำกับรังสีออปติกได้ แต่เราต้องการเครื่องมือขนาดใหญ่และหนักเพื่อที่จะบรรจุพลังงานของรังสีแกมมา รังสีแกมมาทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ตรวจพบครั้งแรกในช่วงปลายทศวรรษ 1960 ซึ่งสังเกตเห็นการแผ่รังสีที่รุนแรงจากระนาบดาราจักรนอกเหนือไป
จากสัญญาณกระจายที่เต็มท้องฟ้า ในปี 1970 เครื่องมือดาวเทียม ซึ่งใช้ประโยชน์จากเทคนิคการตรวจจับแบบเดียวกับที่ใช้ในห้องจุดประกาย ตรวจพบแหล่งกำเนิดของรังสีแกมมาพลังงานสูงหลายสิบจุด จากนั้น ในปี 1990 การทดลอง ซึ่งดำเนินการตั้งแต่ปี 1991 ถึง 2000 บนหอสังเกตการณ์รังสีแกมมา
ได้ปฏิวัติด้วย
การตรวจจับแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาหลายร้อยแหล่ง ตอนนี้เรารู้แล้วว่าเอกภพมีตัวปล่อยรังสีแกมมามากมาย รวมถึงพัลซาร์ ซากซุปเปอร์โนวา การระเบิดของรังสีแกมมา และหลุมดำมวลมหาศาลที่มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ 10 6 –10 10 เท่า แม้แต่ดวงอาทิตย์ยังสร้างรังสีแกมมา
โดยการเร่งอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าในเปลวสุริยะและการปลดปล่อยมวลโคโรนา ในขณะที่กาแล็กซีของเราส่องแสงเรืองรองด้วยรังสีแกมมาเนื่องจากปฏิกิริยาของรังสีคอสมิกพลังงานสูงกับก๊าซในดวงดาว เหตุผลสำคัญประการหนึ่งที่ขยายขอบเขตการสังเกตรังสีแกมมาบนท้องฟ้าของเรา
เกิดขึ้นในกาแลคซีกัมมันต์เมื่อสสารถูกเร่งให้เป็นพลังงานสัมพัทธภาพในไอพ่นที่ขับเคลื่อนโดยหลุมดำมวลมหาศาล ปล่อยรังสีแกมมาที่มีพลังเทียบเท่ากับดาวฤกษ์ทั้งหมดในกาแลคซีทั้งหมดในทุกความยาวคลื่น จนถึงขณะนี้ เครื่องตรวจจับรังสีแกมมายังไม่สามารถวัดการปล่อยที่แปรผันสูงเหล่านี้
ได้อย่างละเอียดในช่วงเวลาที่ยาวนาน นอกเหนือจากการศึกษากระบวนการทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์เหล่านี้แล้ว ระยะทางและพลังงานที่สูงมากที่ GLAST ตรวจสอบจะช่วยให้เราสามารถตรวจสอบพื้นที่ต่างๆ ในฟิสิกส์พื้นฐานได้ โอกาสหนึ่งดังกล่าวมาจากพื้นหลังของรังสีแกมมาคอสมิกที่กระจัดกระจาย
ซึ่งเป็นหมอกควันของรังสีแกมมาขนาดกิกะอิเล็กตรอนโวลต์ที่นักทฤษฎีในปัจจุบันระบุว่าเกิดจากแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาขนาดเทระอิเล็กตรอนโวลต์ที่ห่างไกล รังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษ และแม้กระทั่ง รังสีฮอว์กิงที่ปล่อยออกมาจากหลุมดำในยุคดึกดำบรรพ์ ท่ามกลางแนวคิดเชิงคาดเดาอื่นๆ
(นอกเหนือไปจากทฤษฎีธรรมดาๆ ที่ว่าพวกมันมีต้นกำเนิดมาจากประชากรที่ไม่ได้รับการแก้ไขของแหล่งกำเนิดรังสีแกมมาขนาดกิกะอิเล็กตรอนโวลต์) ด้วยความไวต่อรังสีแกมมาที่มีพลังงานน้อยกว่าประมาณ 10 GeV ซึ่งเดินทางข้ามจักรวาลได้อย่างไม่มีข้อจำกัดเพราะไม่สูญเสียพลังงาน
จากการโต้ตอบกับอินฟราเรด พื้นที่ส่วนที่สองของฟิสิกส์พื้นฐาน จะให้เราศึกษาเกี่ยวข้องกับหนึ่งในคำถามพื้นฐานที่สุดในจักรวาลวิทยา นั่นคือ กำเนิดและการกระจายของสสารมืด ทฤษฎีที่สำคัญระดับหนึ่งทำนายการมีอยู่ของอนุภาคขนาดใหญ่ที่มีปฏิสัมพันธ์อย่างอ่อนหรือในแบบจำลองส่วนใหญ่
คือการมองหาลายเซ็นของกระบวนการทางกายภาพพื้นฐานที่ยังไม่ทราบ
แนะนำ 666slotclub.com
