הקרינה הקוסמית וכדור הארץ

בדרכה של הקרינה הקוסמית אל כד"א היא נתקלת קודם בשדה מגנטי שלו, ואם היא מצליחה לעבור אותו, היא פוגשת את אטמוספרה שלו. צורתו של השדה המגנטי של כד"א מובנת על ידי זרמים חשמליים שבליבתו ומושפעת ברוח השמש. מסלולם של חלקיקי הקרינה הקוסמית המגיעים מבחוץ הוא די מורכב בשדה המגנטי ולחלקיקים אשר אנרגיה שלהם היא לא מספיקה אין סיכוי להשיג אפילו את אטמוספרת כד"א. כך את השדה המגנטי של כדור הארץ (מגנטו-ספרה) ניתן להשתמש כמסנן עבור הקרינה הקוסמית ובאמצעות של גלאי ניטרונים הממוקמים במקומות שונות של כד"א לקבל ספקטרום אנרגטי וכיווני הגעתה של הקרינה הקוסמית

כאשר הקרינה הקוסמית נכנסת לאטמוספרת כד"א היא נתקלת באטומים ומולקולות, במיוחד חנקן וחמצן. התנגשויות אלה יוצרות חלקיקים משניים בעלי אנרגיות שונות. אחוז מסוים של החלקיקים האלה יכול להשיג את קרקע, איפה יכולים למדוד אותם ולשחזר את תכונות של הקרינה הקוסמית המקורית. מכשירים אשר מספקים את שיטת המחקר הם גלאי ניטרונים


הקרינה הקוסמית ומגנטו-ספרה

• מגנטו-ספרה של כדור הארץ

לכדור הארץ ישנו שדה מגנטי שנוצר על ידי זרמים חשמליים בליבתו. אם כד"א היה מצוי בחלל ריק , אז השדה המגנטי סביבו היה דומה לזה של דיפול מגנטי אשר טבוע איפשהו ליד המרכז של כד"א ונטוי בהתאם לנטייה של ציר הסיבוב של כד"א. המודל הזה היא נכונה עבור השדה המגנטי עד למרחקים כ- 5 רדיוסים של כד"א ממרכזו. אומנם כד"א חשוף לשטף תמידי של חלקיקים טעונים של רוח השמש. השטף דוחס את קווי השדה המגנטי בצד הפונה לשמש ומותח אותם לזנב מגנטי ארוך בצד הלילי של כד"א. בתמונה (http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=2569 ) את קווי השדה המגנטי (מסומנים בקווים כחולים עבים) יוצרים מערכת כמעט סגורה שסביבה זורמת רוח השמש (מסומנת בקווים בהירים). החלל שנוצר על ידי השדה המגנטי של השמש ברוח השמש מכונה מגנטו-ספרה. הערה לגבי התמונה: נטיית הדיפול המגנטי של כד"א אינו מוצג בתמונה)

גבול מגנטו-ספרה בצד היומי של כד"א נימצא במרחק של כ-10-12 רדיוסים של כד"א ממרכזו, עד אשר הזנב של מגנטו-ספרה משתרע לצד הלילי לפחות ל-100 רדיוסים של כד"א ממרכזו בתור גליל בעל רדיוס כ- 60 רדיוסים של כד"א. התצורה זו נקבעת על ידי זרימת רוח השמש. כד"א עצמו את סיבובו יום-יומי יחד עם מגנטו-ספרה, כך שגבול המגנטו-ספרה בצד היומי נמצא מעל ראשינו בדיוק בצהריים ואנו מתבוננים בכיוון הזנב בחצות. מכיוון שהדיפול המגנטי של כד"א נטוי ביחס לציר הסיבוב שלו, השדה המגנטי משתנה בקווי רוחב מסוימים באופן מסובך יותר, אפילו כאשר רוח השמש היא קבועה. רוח השמש המשתנה מוסיפה שינועים נוספים כפי שנראה למטה

חלקיקים טעונים ושדה מגנטי

תנועתם של חלקיקים טעונים סוטה על ידי שדה מגנטי. כוח של השדה המגנטי מאונך גם לשדה המגנטי וגם למהירות של החלקיק. כאשר חלקיק נע בדיוק לאורך קווי שדה מגנטי ישרים - כוח המגנטי אינו פועל עליו. אבל אם חלקיק נע במישור מאונך לשדה מגנטי הוא ימשיך את תנועתו לאורך מסלול מעגלי . באופן כללי, כאשר לחלקיק טעון ישנם רכיבים של מהירותו גם לאורך של השדה המגנטי וגם במאונך לו - המסלול של החלקיק הוא שילוב של שני סוגי התנועה: התנועה במהירות קבועה לאורך קווי השדה המגנטי ותנועה מעגלית קצובה במישור מאונך לשדה המגנטי. בתוצאה מתקבל מסלול לולייני או בורגי

האיור סכימטי מראה את תנועתו ספיראלי של פרוטון סביב קווי שדה מגנטי. רדיוס של המסלול המעגלי תלוי בעצמת השדה המגנטי וגם באנרגיית החלקיק: ככל שהשדה המגנטי חזק יותר ואנרגיית החלקיק נמוכה יותר - כך הרדיוס התנועה הסיבובית קטן יותר. ואם השדה המגנטי הוא חלש ואנרגיית החלקיק גבוהה מאוד - החלקיק מתעלם מהשדה המגנטי ונע לאורך קו ישר. אלקטרונים גם הם מושפעים בשדה מגנטי, אבל בגלל סימן ההפוך של המטען הם מסתובבים בכיוון הפוך מאשר פרוטונים. גם בגלל המסה הקטנה של אלקטרונים, רדיוסים של מסלולם הם קטנים מאלה של פרוטונים.
תיאור מתמטי ניתן לראות כאן. אם אתה רוצה לראות כיצד שדה מגנטי מעצב את מסלולם של חלקיקים טעונים ראה אנימאציה:

For a mathematical description, look here. If you want to see how magnetic fields shape the trajectories of charged particles, try to play bowling at http://www.spaceweathercenter.org/amazing_plasmas/01/magnetobowling.html.

Back to top of the page


חלקיקים טעונים ומגנטו-ספרה של כדור הארץ

אנו יכולים לנצל את תיאור למעלה בכדי להבין את התנהגותם של חלקיקי רוח השמש כאשר הם מגיעים אל מגנטו-ספרה של כד"א . האיור מראה את כד"א כפי שהוא נראה על ידי הצופה הנמצא מעל קוטב הצפוני. לראשונה, כדי להבין את השפעתו של השדה המגנטי של כד"א על הקרינה הקוסמית לא ניקח בחשבון את ייחודיות של השדה המגנטי . באיור השדה המגנטי סומל באמצעות מעגלים כחולים המציינים כיוון מדף השרטות החוצה, לקראת הצופה. ליתר פשטות אנו מניחים כי חלקיקי הקרינה הקוסמית נעים בחלל ריק ללא שדה מגנטי כלשהו, טרם הם נכנסים לאזור מגנטו-ספרה באיזשהו מרחק מכד"א. בוודאי בחלל הבין-פלנטארי קיים שדה מגנטי אך עצמתו הרבה יותר חלש מזה של המגנטו-ספרה, לכן ההנחה שלנו היא מוצדקת

בתלוי באנרגיית החלקיקים הנכנסים למגנטו-ספרה את מסלולם ניתן לחלק לשלושה סוגים

  • • פרוטונים של הקרינה הקוסמית בעלי אנרגיה מאוד גבוהה ינועו כמעט לאורך קו ישר אל אטמוספרת כד"א
  • • אם אנרגית פרוטונים מאוד קטנה (E< E0), השדה המגנטי של כד"א יכופף את מסלולם לקו חצי מעגלי בעל רדיוס עד כדי כך קטן שהפרוטונים לא יכלו אפילו להשיג את האטמוספרה. חלק מהמסלול הפרוטונים מסוג שה יעברו סביב קווי השדה המגנטי ואחר כך יחזרו מחוץ למגנטו-ספרה כלומר במקרה הזה קיימת החזרה מלאה של הפרוטונים לחלל הבין-פלנטארי
  • • חלקיקים בעלי אנרגיה בינונית משיגים את אטמוספרת כד"א במסלול עקום. ככל שאנרגית חלקיקים נמוכה יותר, כך עקמומיות של המסלול גדול יותר עד לערך הקריטי E0 הנקרא המפסק הגיאומגנטי , כאשר חלקיקים אינם מסוגלים להשיג את אטמוספרת כד"א

את מה שבפועל מתרחש תלוי בקו רוחב ובזווית שבה הקרינה הקוסמית פוגעת במגנטו-ספרה: באזר קטן מסביב קטבי כד"א קווי השדה המגנטי הם פחות או יותר רדיאליים. אם חלקיקים באים לאזורים האלה באופן רדיאלי, הם נכנסים לאטמוספרה ללא הפרעה. אם הם מגיעים אל כד"א באזור קו המשווה הם נתקלים בשדה המגנטי, כאשר כושר הגנתו הוא הכי אפקטיבי עם ערך המפסק האנרגטי E0 הוא גבוהה ביותר. חלקיקים בעלי אנרגיה קצת גבוהה מערך E0 מבצעים מסלול מאוד מורכב לפני שהם משיגים את אטמוספרה. האיור (MAGNETOCOSMICS code, L. Desorgher, Univ. Bern) מראה את מסלולם המחושבים של חלקיקים בעלי אנרגיה שונה אשר ערכה הולך ויורד עבור עקומים המסומנים ב-(1) ועד ל- (5). המסלול האחרון (5) ממחיש את סוג המסלולים המורכבים עבור חלקיקים בעלי אנרגיה שערכן בסדר גודל של האנרגיה הקריטית

את מסלולם המורכבים של חלקיקים במגנטו-ספרה צריך לקחת בחשבון בפרוש של נתוני המדידות של חלקיקים טעונים שנעשים על פני כד"א: מכשירי מדידה כמו גלאי ניטרונים סופרים את כל החלקיקים שאנרגית שלהם היא מעל לסף האנרגיה E0 שערכו תלוי במיקומו של גלאי ובמצבו של השדה הגיאומגנטי . החלקיקים המשמעותים ביותר הם אלה שפוגעים בפסגת האטמוספרה במאונך. חלקיקים שבאים בזווית כלשהי יוצרים פחות חלקיקים משניים שניתן לקלוט אותם על הקרקע בגלל שדרכם של החלקיקים האלה באטמוספרת כד"א היא ארוכה יותר וכתוצאה מכך כמותם שנבלע היא משמעותית. האיור למעלה מראה כי כיוון הגעתם של החלקיקים מחוץ למגנטו-ספרה אל אותה נקודה בפסגת האטמוספרה הוא תלוי באנרגית החלקיקים: ככל שאנרגיה נמוכה יותר, אזי סטיית הכיוון ההגעה מכיוון הרדיאלי המקומי היא גדולה יותר. בקו המשווה ככל שאנרגית החלקיקים היא קטנה יותר, כך כיוון הגעתם הוא יותר ויותר מזרחי. דיון מפורט יותר ניתן לקרוא כאן: http://www2.nmdb.eu/?q=node/181

בתמונה מוצגת מפת האנרגיות מפסק שחושבו בזמן אמת באוניברסיטת ברן ((http://cosray.unibe.ch/). בצבע אדום מסומנים אזורים שבהם פרוטונים בעלי אנרגיה פחות מ- 125 MeV יכולים לחדור לאטמוספרה לגבהות עד ל -20 ק"מ מעל לקרקע, ואילו כדי להגיע לאזור המסומן בצבע ירוק ( אזור קו המשווה, מעל אסיה דרומית) אנרגית פרוטונים חייבת להיות גדולה מ- 15 GeV. קווי גובה של אנרגית מפסק זהה הם עקומים מכיוון שציר השדה המגנטי של כד"א וציר סיבובו סביב עצמו אינם מתאימים אחד לשני. יש לציין שבדרך כלל, ככל שקרוב יותר לקו המשווה המגנטי, אז האנרגיה המינימאלית כדי להשיג את אטמוספרה היא גבוהה יותר. ערך מכסימלי של אנרגית המפסק הוא בתוך קו-גובה סגור שמעל אסיה דרומית מכיוון שדיפול של כד"א ממוקם קצת בצד ממרכזו - יותר קרוב לאסיה דרומית מאשר לאזור בצד ההפוך של כד"א - מעל האוקיינוס האטלנטי המערבי

לפיכך מגנטו-ספרת כד"א מציגה שני סוגי ההשפעה שחשובים לתצפיות באמצעות גאלי ניטרונים :

  • • אנרגית המפסק (קיום אנרגיה קריטית מינימאלית)
  • • כיווני הגעה אסימפטוטיים של החלקיקים הנכנסים

שני האפיונים האלה תלויים במיקום של גאלי ניטרונים. באמצעות שילוב של תצפיות עם גלאי ניטרונים שונים על פני כד"א אנו יכולים לקבל מידע על ספקטרום אנרגיות של החלקיקים הבאים וגם על כיוונם של התפשטות בחלל לפני שהם נתקלים באטמוספרת כד"א


מגנטו-ספרת כד"א המשתנה

כפי שראינו, רוח השמש היא לא קבועה אלא קיימים בה רכיב איטי ורכיב מהיר וגם הפרעות נוספות מסוג פליטת החומר מעטרת השמש. כל המאפיינים האלה משפעים על מגנטו-ספרת כד"א על ידי לחיצת הרוח השמש על שדה המגנטי שלו , וכתוצאה מכך לשינוי ו. בתקופות שקטות מרחק הגבול של מגנטו-ספרה מפני כד"א בצד שפונה לשמש הוא בערך כעשרה רדיוסים של כד"א, אבל כאשר מגנטו-ספרה מקבלת מכה בעקבות אירוע בין-פלנטארי - הגבול מתקרב למרחק של שישה רדיוסים בלבד. השדה המגנטי החלש של החלל הבין-פלנטארי הוא בדרך כלל נפרד ממגנטו-ספרת כד"א, אך בתנאים מסוימים יכול להתרחש התחברות בין שני השדות האלה ובאזור הזה חלקיקי רוח השמש מסוגלים לחדור לתוך מגנטו-ספרה. ולסיכום: מצבו המשתנה של רוח השמש משנה את תצורת המגנטו-ספרה וגם כן תנאי הגעתם של חלקיקי הקרינה הקוסמית לאטמוספרת כד"א.

הקרינה הקוסמית ואטמוספרת כד"א

ברגע כניסתה של הקרינה הקוסמית באטמוספרת כד"א היא נתקלת באטומים ומולקולות (במיוחד אלה חמצן ונתרן) שכמותם הולכת וגדלה. במוקדם או במאוחר היא מתנגשת באחד מכם. ההתנגשות יכולה לקרות או בענן אלקטרוני ( בעל קוטר בסדר גודל של 10-10 במקרה של האטום) או בגרעין ( בעל קוטר 10-14 m)

בגלל השוני בכני מידה, רוב ההתנגשויות כרוכות בענן אלקטרוני. בהשפעת השדה החשמלי של הקרינה הקוסמית אלקטרונים מתנתקים והאטום או המולקולה הופכים להיות מיוננים. הודות לכך שכוח אלקטרומגנטי פועל במרחקים גדולים, יוניזציה היא תופעה שכיחה, אמנם בהתנגשות יחיד איבוד אנרגיה של הפרוטון הנכנס הוא דאי זניח ולא מתפקד תפקיד כלשהו בשכבות עליונות של האטמוספרה

התנגשות של נוקלאון בעל אנרגיה גבוהה בגרעין של אטום

התנגשויות בגרעיני אטומים יוצרות שפע של תופעות וגם חלקיקים חדשים, שהתגלו תוך חקירת הקרינה הקוסמית ובימינו קיימת אפשרות ליצור את החלקיקים במאיצי חלקיקים. מתווך התנגשויות גרעיניות הוא מאוד קטן - בסדר גודל של הגרעין ולכן שכיחותם הרבה יותר קטנה מאשר תהליך יוניזציה. ובכל זאת האינטראקציה זו משפיעה משמעותית בחלקיק הנכנס וגורמת להשמדת הגרעין-מטרה

הדרך הטובה ביותר לראות את האינטראקציות היא לצפות מסלולם של חלקיקים טעונים באמולסיות צילום מסוג מסוים. כאשר חלקיק מיונן נכנס לאמולסיה הוא מעורר את מולקולות של ברומיד כספי אשר בהן הוא נתקל בדרכו. לאחר פיתוח לוח של צילום ניתן לראות את מסלולם של החלקיקים. התמונה היא בתור דוגמה (from E. Fermi, Nuclear Physics, Fig. X.4a, University of Chicago Press 1950) . אנו רואים שמסלולים שונים יוצאים מנקודה אחד כשהיא גרעין-מטרה. במקרה הפרטי הזה הנוקלאון המקורי הוא פרוטון בעל אנרגיה כ- 5 GeV , ומהירותו כ- 98% ממהירות האור. המסלול משלו הוא קו ישר מלמעלה המתויג באות A. קווים דקים כלפי מטה מגרעין-מטרה הם מסלולם של חלקיקים החדשים שנמצאים בתוך חרוט צר סביב כיוונו המקורי של הפרוטון העתיר אנרגיה האחראי על האירוע. המסלולים נוצרו על ידי פיונים ופרוטונים בעלי אנרגיה גבוהה שנבעטו מהגרעין-המטרה. המסלולים הם קלושים בצילום מכיוון שמהירותם של החלקיקים היא גבוהה בעת שמרחק שבין מולקולות של ברומיד כספי הוא גדול. שלושב קווים סמיכים הם מסלולם של פרוטונים איטיים שנפלטו בכיוונים שרירותיים


הדוגמה שלמעלה חושפת שני סוגים של אינטראקציה

  • • אם האנרגיה המקורית של החלקיק היא גבוהה במידה מספקת, אזי החלקיק פוגע באחד או שתיים נוקלאונים של הגרעין. ההתנגשות יכול לגרום לסילוק מידי של נוקלאונים מהגרעין (נוקלאונים מסולקים) או ליצור חלקיקים אנרגטיים אחרים - פיונים. כל החלקיקים האלה עוזבים את הגרעין עם אנרגיה כמעט זהה לזה של החלקיק המקורי. אם התנגשות מתרחשת בקרבת "הקצה הקדמי " של הגרעין ואם אנרגיית החלקיקים החדשים היא מספיקה - החלקיקים יכולים לתקוף נוקלאונים הבאים שנמצאים בדרכם: בתוצאה נוצר מיני-מפל בתוך הגרעין. החלקיקים האלה נעים כמעט באותו כיוון כמו החלקיק המקורי (חוק שימור תנע). הכול מתרחש מאוד מהר, בפרק זמן שניתן להשוותו לזמן המעבר של החלקיק דרך הגרעין ( הערכה: קוטר הגרעין 10-14 m, מהירות התנועה 3x108 m/s - זה לוקח זמן פחות מ- 10-22 s) - וזה נקרא שלב המפל של האינטראקציה
  • • לנוקלאון המקורי של הקרינה הקוסמית או רסיסיו שנשארים בתוך הגרעין עדיין יש אנרגיה לאחר ההתנגשות הראשונה, אשר בה הם יכולים להתחלף עם רכבי של שארית הגרעין. הגרעין המטרה (גרעין מורכב) במקרה הזה הופך למצב מעורר ותוך זמן כ- 10-16 s הוא "מתפנה" מהתוספת האנרגיה תוך פליטת קרני גאמא (הקרינה האלקטרומגנטית) או נוקלאונים הבאים. ניתן לציין כי משך זמן של התהליך הוא הרבה יותר ארוך מאשר זה של פליטת החלקיקים בשלב המפל. העיקוב של פליטת החלקיקים נובע מעובדה כי מלהתחילה לרכיבים של הגרעין המטרה אין מספיק אנרגיה בכדי לברוח. אבל הם מתחלפים באנרגיה בתמידות, כפי שמולקולות גז או נוזל חם מתחלפים באנרגיות על ידי התנגשויות אחת בשנייה. ברגע מסוים של התהליך אחד מהרכיבים יכול לרכוד מספיק אנרגיה כדי להימלט. ניתן לומר כי הגרעין הקל הזה או נוקלאון הוא רותח או מתנדף. אנרגיית הנוקלאונים המתנדפים היא בסדר גודל כמה מגא-אלקטרון-וולט לאחר שהם עוזבים את הגרעין. השלב השני של האינטראקציה נקרא ביטול התעוררות (de-excitation phase) או שלב התאדות (evaporation phase) .

מפל הקרינה הקוסמית באטמוספרת כד"א.

כאשר חלקיקי הקרינה הקוסמית מתנגשים באטומים או מולקולות של אוויר, הם יוצרים המון חלקיקים משניים. יון כבד במקרה הזה מתפרק לגרעינים קלים יותר, פרוטונים או ניטרונים. כל החלקיקים האלה ממשיכים להתקדם כלפי מטה ובתנאי שיש להם מספיק אנרגיה, מסוגלים להיכנס לתגובה עם מולקולות אוויר אחרים. התהליך דלעיל גורם למפל הקרינה הקוסמית. ככל שחלקיקים חודרים יותר עמוק לאטמוספרה , אז יותר אנרגיה הם מאבדים. חייבת להיות אנרגיה מינימאלית כ- 450 MeV לקרינה הקוסמית המקורית כדי שליצור כמות משמעותית של החלקיקים המשניים אשר תוכלו להגיע לגובה פני הים. כדי להבחין עקבות של הקרינה הקוסמית המקורית בעלת אנרגיה יותר נמוכה, צריך לעלות להרים גבוהים או להשתמש בכדור פורח או מטוסים

התמונה מראה מפל הקרינה הקוסמית האופייני. השרטות הסכימטי של המפל נלקח מ- Simpson, 1953, Phys. Review 90, 934) ). בוא נתבונן בתגובות בודדות מההתנגשות הראשונה ועד להגעתו של המוצר ההתפוררות לקרקע

  • • בין החלקיקים המשניים שנוצרו בתהליך התנגשות של הקרינה הקוסמית המקורית ניתן להבחין בפיונים טעונים (π±) וניטראליים (π0), כלומר חלקיקים בעלי מסה בינונית בין מסות פרוטון ואלקטרון. החלקיקים האלה הם אינם יציבים: פיונים ניטראליים מתפרקים לפוטונים קרינת גאמא (γ) , אשר יכולים ליצור זוגות אלקטרון-פוזיטרון (e±) , פיונים טעונים מתפרקים למיואונים (μ±) שגם יכולים ליצור אלקטרונים ופוזיטרונים. מיונים אחדים עוברים תגובות גרעיניות ויוצרים ניטרונים (n)
  • • כתוצאה מהתנגשויות יכולים גם להופיע נוקלאונים מהירים, ניטרונים (N) ופרוטונים (P) בעלי ספקטרום אנרגטי מאוד רחב שמשתרע עד לאנרגיה של הנוקלאון המקורי. אם החלקיקים האלה הם מספיק אנרגטיים - הם יכולים להיכנס לאינטראקציה עם גרעיני אוויר אחרים. בכל תגובה נוצרים גם נוקלאוני התאדות - גם ניטרונים (n) ופרוטונים (p) - אותיות קטנות הן כדי להדגיש שהחלקיקים האלה הם בעלי אנרגיה נמוכה מאוד, בסדר גודל של כמה מגא-אלקטרון-וולט

החלקיקים שנוצרו במפל שכזה כולם פועלים הדדית פחות או יותר חזק עם אטמוספרת כד"א. החלקיקים, אשר אינטראקציה שלהם עם אטמוספרה הכי חלשה הם מיונים ולכן כמותם בקרינה הקוסמית המשנית בגובה ים היא הכי משמעותית. פרוטונים ואלקטרונים המתנדפים מתנגשים בגרעיני אוויר ומאבדים את אנרגיה שלהם. פרוטונים יכולים לאבד את אנרגיה גם בתהליך יוניזציה, כאשר הם מסלקים את אלקטרונים מאטומי האטמוספרה, אומנם ניטרונים אינם מסוגלים לעשות את זה. כתוצאה מכך אובדן אנרגיית פרוטונים באוויר הוא הרבה יותר משמעותי מאשר זה של ניטרונים ולכן שכיחות הפרוטונים בגובה ים באנרגיות פחות מ- 2 GeV היא הרבה יותר קטנה מאשר זאת של ניטרונים

גלים אלקטרומגנטיים ואלקטרונים הם רכיב השלישי של הקרינה הקוסמית שניתן לצפות אחריהם על פני כד"א

גלאי הקרינה הקוסמית קרקעיים ניתן לחלק לתת-קבוצות על פי רכיבי הקרינה הקוסמית שהם מודדים: גלאי נוקלאונים (פרוטונים וניטרונים), גלאי מזונים (מיונים) וגלאים אלקטרומגנטיים (פוטונים, אלקטרונים...). גלאי ניטרונים (או מוניטורים ניטרוניים) מבחינים בעיקר ברכיב נוקלאוני, כלומר N ו- P, הודות לתפוקת הניטרונים נוספים במעברם של N ו- P דרך תא עופרת (lead producer). הנוקלאונים המתנדפים p ו-n שנוצרו באטמוספרה ונמצאים סביב המוניטור ניטרונים מעקבים מכניסתם לגלאי

Back to top of the page