Sinar kosmik adalah partikel berkecepatan tinggi, seperti atom inti atau elektron, yang bergerak melalui ruang. Mayoritas dari mereka berasal dari dalam Galaksi Bima Sakti dan disebut sebagai sinar kosmik galaksi (GCR), meskipun ada juga yang berasal dari Matahari atau bahkan dari luar Galaksi Bima Sakti.
A. Sinar Kosmik yang Sampai ke Bumi
Sampainya sinar kosmik ke Bumi tidak langsung teramati di permukaannya. Ini disebabkan oleh partikel sinar kosmik “primer” yang, setelah mencapai tepi luar atmosfer Bumi, bertabrakan dengan inti atmosfer dan menghasilkan partikel “sekunder”. Beberapa di antara partikel sekunder ini adalah fragmen inti yang bertabrakan, seperti neutron, sementara yang lainnya adalah partikel berumur pendek yang tercipta dari energi tumbukan. Partikel sekunder ini, termasuk neutron dan partikel berumur pendek seperti muon, yang kemudian diamati di permukaan Bumi, perlu dipelajari dengan menggunakan balon ketinggian atau pesawat ruang angkasa.
Kelimpahan relatif inti dan elektron dari sinar kosmik galaksi (GCR) berbeda-beda menurut energinya. Di atas sekitar 1 GeV per nukleon, sekitar 85 persen terdiri dari proton (inti atom hidrogen), sekitar 13 persen terdiri dari partikel alfa (inti helium), sementara 2 persen sisanya adalah elektron dan inti atom yang lebih berat. Pada energi beberapa ratus MeV per nukleon, proporsi berubah menjadi sekitar 90 persen proton, 9 persen partikel alfa, dan 1 persen sisanya.
Mayoritas sinar kosmik yang terdeteksi dekat Bumi memiliki energi kinetik melebihi 1 GeV per nukleon. Fluks partikel primer ini di lapisan atas atmosfer adalah sekitar 1.500 partikel per meter persegi per detik, tetapi jumlahnya berkurang dengan cepat seiring dengan peningkatan energi. Lintasan sinar kosmik berenergi paling rendah sangat dipengaruhi oleh medan magnet Bumi, sehingga di bawah sekitar 1 GeV per nukleon, terdapat batas energi di mana sinar kosmik primer tidak terdeteksi pada setiap garis lintang geomagnetik. Fluks partikel berenergi rendah ini juga dipengaruhi oleh aktivitas matahari, dan jumlah radiasi kosmik yang mencapai Bumi berkorelasi terbalik dengan jumlah bintik matahari sepanjang siklus matahari 11 tahun, dalam apa yang dikenal sebagai Efek Forbush. Ini terjadi karena pada puncak aktivitas matahari, medan magnet yang lebih kuat membawa angin matahari ke ruang antarplanet, menghambat sinar kosmik.
Partikel sinar kosmik tidak bisa diamati secara langsung di permukaan Bumi karena ketika mereka mencapai atmosfer, mereka bertabrakan dengan inti-inti atmosfer dan menghasilkan partikel sekunder. Beberapa di antaranya adalah fragmen inti yang bertabrakan, seperti neutron, sementara yang lain adalah partikel berumur pendek yang terbentuk dari energi tumbukan. Partikel sekunder, seperti neutron dan muon, yang diamati di permukaan Bumi, harus dipelajari melalui pengamatan dari balon ketinggian atau pesawat ruang angkasa.
B. Asal-usul Sinar Kosmik
Asal-usul sinar kosmik berasal dari perjalanan mereka melalui medan magnet di Galaksi Bima Sakti, yang membuat jalur perjalanan mereka berbelit-belit. Ketika sinar kosmik primer mencapai puncak atmosfer Bumi, mereka datang dari berbagai arah, sehingga tidak mungkin mengidentifikasi sumbernya berdasarkan arah datangnya. Sebaliknya, sumber sinar kosmik harus disimpulkan dari kelimpahan unsur dan isotop dalam inti atomnya. Ini dapat dilakukan dengan membandingkan kelimpahan sinar kosmik dengan spektrum unsur di bintang dan wilayah antarbintang.
Kelimpahan relatif unsur-unsur dalam sinar kosmik telah dikaji dengan baik, khususnya untuk partikel dengan energi sekitar 100 MeV hingga beberapa puluh GeV per nukleon. Dari data ini, sebagian besar perjalanan partikel sinar kosmik melalui Galaksi Bima Sakti dapat direkonstruksi. Unsur-unsur ringan seperti litium, berilium, dan boron, yang jarang ditemukan di alam semesta, ternyata melimpah di antara sinar kosmik primer. Ini mungkin terbentuk ketika inti atom yang lebih berat terfragmentasi selama tumbukan dengan gas antarbintang tipis yang terutama mengandung hidrogen.
Setelah koreksi terhadap tumbukan sinar kosmik dengan gas antarbintang, komposisi sumber sinar kosmik serupa dengan komposisi materi tata surya pada umumnya, meskipun dengan sedikitnya hidrogen dan helium serta perbedaan signifikan pada isotop neon dan besi. Unsur-unsur yang lebih cenderung membentuk butiran debu ternyata lebih melimpah dalam sinar kosmik. Diperkirakan bahwa sinar kosmik adalah campuran material, dengan sekitar 80 persen memiliki komposisi tata surya dan sekitar 20 persen berasal dari bintang-bintang masif yang telah berevolusi, seperti supernova tipe II, supernova keruntuhan inti, dan bintang Wolf-Rayet dalam kelompok bintang muda panas yang disebut asosiasi OB.
Sinar kosmik harus diisi ulang pada tingkat daya rata-rata sekitar 10^41 erg per detik, dengan rata-rata umur 15 juta tahun. Supernova, terutama supernova keruntuhan inti dari bintang OB, dapat menghasilkan energi sebesar ini, dan sebagian besar sinar kosmik mungkin dipercepat di sana. Meskipun terlihat bahwa percepatan partikel dapat terjadi melalui perluasan gelombang kejut dari supernova, rincian proses tersebut masih belum jelas.
Perjalanan sinar kosmik selama sekitar 15 juta tahun diperkirakan berdasarkan pengamatan fragmen radioaktif seperti berilium-10, yang memiliki waktu paruh 1,5 juta tahun. Jumlah partikel yang dapat bertahan hingga terdeteksi di Bumi tergantung pada total waktu perjalanannya.
Pembelokan sinar kosmik oleh medan magnet di Galaksi Bima Sakti membuat sulit untuk mengidentifikasi sumbernya secara langsung. Namun, melalui studi kelimpahan unsur dan isotop dalam sinar kosmik, kita dapat menyimpulkan asal-usulnya. Sebagian besar perjalanan partikel sinar kosmik melalui Galaksi Bima Sakti dapat direkonstruksi dengan membandingkan kelimpahan sinar kosmik dengan kelimpahan yang diamati pada bintang dan wilayah antarbintang. Diperkirakan bahwa sebagian besar komposisi sinar kosmik mirip dengan materi dalam tata surya, tetapi dengan beberapa perbedaan yang menarik.
C. Elektron dalam Sinar Kosmik
Sebagian besar elektron dalam sinar kosmik primer dihasilkan di sumber asli sinar kosmik yang menghasilkan inti primer. Sebagian kecil dari elektron berasal dari tumbukan antara inti atom sinar kosmik primer dan hidrogen antarbintang, yang menghasilkan pion bermuatan, terutama pion. Pion ini memiliki waktu paruh sekitar dua ratus juta detik dan kemudian meluruh menjadi muon. Muon selanjutnya meluruh, menghasilkan elektron, positron, dan neutrino. Elektron dan positron bergerak dalam jalur spiral di medan magnet galaksi dan menghasilkan radiasi sinkrotron, yang terdeteksi oleh teleskop radio. Keseluruhan, pengamatan radiasi sinkrotron dari teleskop radio sejalan dengan intensitas yang dihitung dari fluks elektron. Radiasi sinkrotron telah diamati dari sisa-sisa supernova seperti Nebula Kepiting, yang mendukung pengidentifikasian mereka sebagai potensi sumber sinar kosmik.
Tumbukan sinar kosmik antarbintang juga menghasilkan pion netral, yang dengan cepat meluruh menjadi sinar gamma tinggi energi. Survei sinar gamma, yang dilakukan dari satelit yang mengorbit Bumi, menunjukkan bahwa sinar kosmik memiliki konsentrasi yang kuat di piringan Galaksi Bima Sakti, dengan persentase yang jauh lebih rendah di lingkaran halo sekitarnya. Intensitas sinar gamma yang diukur secara umum konsisten dengan nilai yang dihitung.
Sebagian besar elektron dalam sinar kosmik diproduksi di sumber sinar kosmik asli yang juga menghasilkan inti primer. Sebagian kecilnya berasal dari tumbukan antara inti atom sinar kosmik dengan hidrogen antarbintang. Elektron dan positron yang dihasilkan bergerak melalui medan magnet galaksi dan menghasilkan radiasi sinkrotron, yang dapat dideteksi oleh teleskop radio. Radiasi sinkrotron telah diamati dari sisa-sisa supernova, memvalidasi mereka sebagai sumber potensial sinar kosmik.
D. Sinar Kosmik Berenergi Sangat Tinggi
Partikel primer dengan energi di atas sekitar 10^18 eV sangat langka sehingga hanya bisa dideteksi melalui pancuran udara ekstensif (EAS) yang dihasilkan di atmosfer. EAS dapat terdiri dari miliaran partikel sekunder, termasuk foton, elektron, muon, dan beberapa neutron, yang mencapai permukaan tanah di area seluas beberapa kilometer persegi. Energi primer yang sangat tinggi mencapai puncak atmosfer dengan laju sekitar satu per kilometer persegi per abad, dan deteksi hujan tersebut bisa melibatkan lebih dari seribu detektor partikel di wilayah yang luas. Sinar gamma primer dengan energi di atas sekitar 1 TeV (teraelektron volt, atau satu triliun elektron volt) juga bisa dideteksi oleh array daratan yang luas atau teleskop atmosfer Cerenkov.
Meskipun medan magnet galaksi tidak cukup kuat untuk membatasi partikel primer yang paling energik di dalam Galaksi Bima Sakti, ada dugaan bahwa asal usul partikel ini terletak di luar Bima Sakti, mungkin di galaksi-galaksi aktif yang didorong oleh lubang hitam supermasif berbobot seratus juta kali massa Matahari. Anisotropi kecil dalam arah kedatangan telah dilaporkan pada energi multi-TeV, tetapi hanya sekitar sepersepuluh persen dan belum sepenuhnya dipahami.
Meskipun medan magnet antargalaksi cukup kuat untuk membengkokkan sebagian besar partikel sinar kosmik saat transit, membuat sulit menentukan asal usulnya secara tepat dari arah kedatangannya. Namun, ada batasan pada jarak yang dapat ditempuh oleh partikel ini karena mereka akan kehilangan energi yang signifikan melalui tumbukan dengan foton latar belakang gelombang mikro kosmik. Akibatnya, ada kemungkinan batas atas energi partikel yang dapat dideteksi, meskipun ini belum diamati secara pasti.
Karena jumlah partikel dengan energi sangat tinggi yang teramati sangat sedikit, belum bisa diambil kesimpulan kuat dari analisisnya. Analisis alternatif dari data pancuran menunjukkan peningkatan proporsi inti berat, seperti besi, di antara inti utama.
Beberapa hujan energi tinggi dihasilkan oleh sinar gamma kosmik, yang menjadi fokus khusus karena jalurnya tidak dipengaruhi oleh medan magnet. Arah kedatangan mereka bisa menunjukkan sumber dari objek kosmik yang sangat energik, seperti sisa-sisa supernova seperti Nebula Kepiting dan Nova Tycho, serta galaksi aktif seperti Markarian 421 dan 501. Mereka juga dapat menjadi sumber partikel sinar kosmik.
Partikel sinar kosmik dengan energi sangat tinggi sangat jarang dan hanya bisa dideteksi melalui pancuran udara ekstensif yang mereka hasilkan di atmosfer. Ada juga dugaan bahwa asal usul partikel-partikel ini mungkin di luar Galaksi Bima Sakti, mungkin berasal dari galaksi-galaksi aktif yang ditenagai oleh lubang hitam supermasif. Meskipun demikian, anisotropi pada arah kedatangan partikel sangat tinggi belum sepenuhnya dipahami.
E. Sinar Kosmik dari Matahari
Partikel energik berasal dari letusan aktifitas matahari dan lemparan massa korona yang dipercepat oleh medan magnet yang kuat di sekitar Matahari. Mayoritas partikel ini adalah proton, dengan jumlah helium yang berkurang dan inti atom yang lebih berat. Observasi rasio helium-oksigen di antara partikel energik Matahari telah menjadi kontribusi penting dalam penelitian tata surya, karena kelimpahan helium Matahari sulit diprediksi dengan menggunakan metode spektroskopi konvensional. Spektrum energi partikel matahari, jika dibandingkan dengan sinar kosmik galaksi, umumnya menurun lebih cepat seiring dengan peningkatan energi, meskipun terdapat variasi besar dalam bentuk spektrum dari satu peristiwa letusan matahari ke peristiwa letusan matahari lainnya, dan spektrum energi jarang melebihi sekitar 1 GeV per nukleon.
Partikel energik dari Matahari berasal dari aktivitasnya, seperti letusan dan lontaran massa koronal. Observasi rasio helium-oksigennya telah memberikan wawasan penting tentang Matahari dan penelitian tata surya secara umum.
F. Studi Sinar Kosmik
Studi awal tentang sinar kosmik dilakukan di puncak pegunungan, di mana hanya partikel sekunder yang bisa dideteksi. Sejak itu, penelitian telah meluas dari bawah permukaan bumi hingga luar angkasa. Beberapa muon sekunder memiliki energi sangat tinggi yang memungkinkannya menembus bumi hingga kedalaman lebih dari 3,2 km (2 mil). Untuk menyelidiki sinar kosmik primer secara langsung, balon ketinggian (biasanya mencapai ketinggian 37 km [sekitar 120.000 kaki]) telah digunakan secara luas. Roket dapat mencapai ketinggian yang lebih tinggi tetapi membawa muatan yang lebih kecil dan hanya berada di ketinggian tersebut selama beberapa menit. Observasi sinar kosmik juga telah dilakukan dari satelit yang mengorbit Bumi dan wahana antariksa. Sinar kosmik diamati menggunakan instrumen seperti pencacah cahaya dan pencacah proporsional.
Dari tahun 1930-an hingga 1950-an, sinar kosmik memainkan peran penting dalam studi ilmiah tentang inti atom dan komponennya, karena merupakan satu-satunya sumber partikel berenergi tinggi pada saat itu. Partikel subatomik yang berumur pendek ditemukan melalui tumbukan sinar kosmik. Bidang fisika partikel bermula dari penemuan semacam itu, termasuk penemuan positron dan muon. Meskipun akselerator partikel yang kuat (multi-GeV) muncul pada tahun 1950-an, penelitian tentang sinar kosmik terus berlanjut dalam skala yang lebih terbatas karena mengandung partikel dengan energi jauh di atas apa yang dapat dicapai dalam kondisi laboratorium. Fisika astropartikel tetap menjadi bidang penelitian yang dinamis.
Studi awal sinar kosmik dilakukan di puncak pegunungan, tetapi sejak itu penelitian lebih lanjut telah melibatkan berbagai metode, mulai dari pengamatan di bawah tanah hingga dari luar angkasa. Meskipun teknologi akselerator partikel telah berkembang, sinar kosmik masih menjadi sumber penelitian yang penting karena energi partikelnya yang sangat tinggi, yang melebihi apa yang bisa dicapai dalam kondisi laboratorium.
Kesimpulan
Sinar kosmik adalah partikel berenergi tinggi yang berasal dari berbagai sumber, termasuk dalam Galaksi Bima Sakti dan Matahari. Mereka memainkan peran penting dalam pemahaman kita tentang alam semesta, dari struktur galaksi hingga aktivitas Matahari. Studi tentang sinar kosmik telah memberikan wawasan yang berharga tentang asal-usul dan sifat partikel-partikel ini, meskipun masih banyak misteri yang belum terpecahkan.