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宇宙線

宇宙線亦稱為宇宙射線（Cosmic ray）、宇宙輻射（Cosmic radiation），是來自外太空的帶電高能亞原子粒子。它們可能會產生二次粒子穿透地球的大氣層和表面。射線這個名詞源自於曾被認為是電磁輻射的歷史。主要的初級宇宙射線（來自深太空與大氣層撞擊的粒子）成分在地球上一般都是穩定的物質的粒子，像是質子、原子核或電子。但是，有非常少的比例是穩定的反物質的反粒子，像是反原子核、正電子或反質子，這剩餘的小部分是研究的活躍領域。

宇宙線對能量的分佈。

大約89%的宇宙射線是單純的質子，10%是氦原子核（即α粒子），還有1%是重元素。這些原子核構成宇宙射線的99%。孤獨的電子（像是β粒子，雖然來源仍不清楚），構成其餘1%的絕大部分；γ射線和超高能微中子只佔極小的一部分。

粒子能量的多樣化顯示宇宙射線有着廣泛的來源。這些粒子的來源可能是太陽（或其它恆星）或來自遙遠的可見宇宙，由一些還未知的物理機制產生的。宇宙射線的能量可以超過1020 eV，遠超過地球上的粒子加速器可以達到的1012至1013 eV，使許多人對有更大能量的宇宙射線感興趣而投入研究[1]。

經由宇宙射線核合成的過程，宇宙射線對宇宙中鋰、鈹、和硼的產生，扮演着主要的角色。它們也在地球上產生了一些放射性同位素，像是碳-14。在粒子物理的歷史上，從宇宙線中發現了正電子、緲子和π介子。宇宙射線也造成地球上很大部份的背景輻射，由於在地球大氣層外和磁場中的宇宙射線是非常強的，因此對維護航行在行星際空間的太空船上太空人的安全，在設計有重大的影響。

成分

宇宙射線大致可以分成兩類：原生和衍生宇宙射線。 來自太陽系外的天文物理產生的宇宙射線是原宇宙射線；這些原宇宙射線會和星際物質作用產生衍生（二次）宇宙射線。太陽在產生閃焰時，也會產生一些低能量的宇宙射線。在地球大氣層外的原宇宙射線，確實的成份，取決於觀測能量譜的哪些部份。不過，一般情況下，進入的宇宙射線幾乎90%是質子，9%是氦核（α粒子），和大約1%是電子。氫和氦核的比例（質量比氦核是28%）大約與這些元素在宇宙中的元素豐度（氦的質量佔24%）相同。

其餘豐富的部份是來自於恆星核合成最終產物的其它重原子核。衍生宇宙射線包含其它的原子核，它們不是豐富的核合成或大爆炸的最終產物。這些較輕的原子核出現在宇宙射線中的比例遠大於在太陽大氣層中的比例（1:100個粒子），它們的豐度大約是氦的10−7。

這種豐度的差異是衍生宇宙射線造成的結果。當宇宙射線中重的原子核成份，即碳和氧的原子核，與星際物質碰撞時，它們分裂成較輕的鋰、鈹、硼原子核（此過程被稱為宇宙射線散裂）。被發現的鋰、鈹和硼的能譜比來自碳或氧的更為尖細，這個值暗示有少數的宇宙射線散裂是由更高能量的原子核產生的，推測大概是因為它們是從銀河的磁場逃逸出來的。散裂也對宇宙射線中的鈧、鈦、釩和錳離子等的豐度負責，它們是宇宙射線中的鐵和鎳原子核與星際物質撞擊產生的（參見天然的背景輻射）。

即使衛星實驗在原宇宙射線中發現一些反質子和正電子存在的證據，但沒有複雜的反物質原子核（例如反氦核）存在的證據。在原宇宙射線中觀測到的反物質豐度是符合它們也能由原宇宙射線在深太空和普通物質撞擊，在衍生宇宙線的程序中產生的理論。例如，一種在實驗室中產生反質子的標準方法是以能量大於6 GeV的質子去撞擊其他的質子，而在原宇宙射線中很輕易的就有許多質子的能量超過這個數值。無論是否在銀河系中，當簡單的反物質能夠由這種程序產生時（不是在大氣層的高層），它們仍可能傳播遙遠的距離抵達地球，而不會在星際空間中與其他的氫原子碰撞而湮滅。抵達地球的反質子特徵是能量最多只有2GeV，顯示它們產生的過程在基本上與宇宙射線中的質子是截然不同的[2]。

在過去，人們認為宇宙射線的通量隨着時間的推移一直是相當穩定。最近的研究顯示，以1.5至2千年的時間尺度，有證據顯示在過去的40,000年，宇宙射線的通量是有變化的[3]。

研究歷史

發現

 
赫斯在1912年8月一次氣球飛行降落時的留影。

隨着亨利·貝克勒1896年發現放射性，大量對輻射源的研究湧現出來，並在土地中、水中和空氣中都發現了放射性物質。與此同時，放射性的發現也推動了19世紀末20世紀初對大氣電學的研究，當時的研究者們嘗試用放射線引起的電離解釋為何大氣中同時存在電荷相反的離子和電子[4]。

對於引起電離的放射線的來源，當時有來自地殼和地外的不同理論：德國的朱利葉斯·埃爾斯特（英語：Julius_Elster）和漢斯·蓋特爾（英語：Hans_Friedrich_Geitel）認為大氣中放射線可能來自從土壤擴散到空氣中的放射性氡[5]；C.T.R. 威爾遜於1901年提出了放射線來自地球外的設想，但與當時的實驗結果相牴觸[6]。

為了驗證不同的假說，一種普遍的實驗手段是在不同的海拔高度測量輻射水平。如果輻射源來自地殼，則隨海拔升高將會觀測到輻射強度的降低[7]。1909年，西奧多·伍爾夫（英語：Theodor_Wulf）開發了一種新型的靈敏便攜的靜電計。他利用該設備測量了艾菲爾鐵塔不同高度的電離密度，並發現雖然塔頂部的電離密度低於地面，但卻高於預期值。雖然伍爾夫的實驗並沒有取得決定性的結論，但他設計的靜電計在後續的實驗中得到了廣泛應用[8]。在伍爾夫之後，有一系列熱氣球實驗嘗試在更高的海拔測量電離密度，包括來自德國的卡爾·伯格維茨（德語：Karl_Bergwitz）和來自瑞士的阿爾伯特·戈克爾（德語：Albert_Gockel）。這些實驗都發現了電離密度隨高度有一定程度的降低，但與輻射完全來自地殼這一假設給出的預測值並不相符。

來自意大利的氣象學家多梅尼科·帕奇尼（英語：Domenico_Pacini）對輻射主要來自地殼的觀點持有懷疑態度。考慮到水能吸收一部分輻射，他在1910年和1911年設計實驗，在陸地上、海面上和水下3米深處等不同地點對電離密度進行了同時測量。由於觀測到在水下電離密度相對陸地上有所降低，帕奇尼（英語：Domenico_Pacini）認為存在相當一部分的電離應該是由地殼外的放射線造成的[9]。

最終為輻射源問題提供決定性證據的是奧地利物理學家維克托·赫斯。他在1911年和1912年進行了一系列熱氣球實驗。在這些飛行中，赫斯使用伍爾夫式靜電計系統性地測量了直到海拔5300米的電離率。他觀測到，在1000米以下，電離率逐漸下降，但隨後出現明顯上升，在5000米左右，強度是地面的兩倍[10]。隨後德國物理學家維爾納·科爾霍斯特（英語：Werner_Kolhörster）在1913年和1914年的實驗進一步發現在9300米輻射水平會上升到地面的40倍[11]。基於這些結果，赫斯得出結論，認為存在一種太空進入大氣層的高穿透力射線[12]。

由於其「發現了宇宙輻射」的貢獻，維克托·赫斯獲得了1936年諾貝爾物理學獎[13]。

早期研究

太陽調節

太陽調節（solar modulation）指太陽或太陽風改變進入太陽系的銀河系宇宙射線強度和能譜的過程。當太陽處於活躍時期，相比安靜時期，銀河系的宇宙射線會較少的進入太陽系[14]。基於這個原因，銀河系宇宙射線與太陽一樣遵從11年週期，但不同的是：劇烈的太陽活動對應低宇宙射線（進入太陽系），反之亦然。

探測方法

宇宙射線中的原子核之所以能夠從他們遙遠的源頭一直到達地球，是因為宇宙中物質的低密度。原子核與其它物質有着強烈的感應，所以當宇宙線接近地球時，便開始於大氣層氣體中的原子核撞擊。在大氣簇射的過程中，這些碰撞產生很多π介子和K介子，這些很快會衰退為不穩定的緲子。由於與大氣層沒有強烈的感應以及時間膨脹的相對論性效應，許多緲子能夠到達地球表面。緲子屬於電離輻射，從而可以輕易被許多粒子探測器檢測到，例如氣泡室，或閃爍體探測器。如果多個緲子在同一時間被不同的探測器檢測到，那麼它們很可能源自同一次簇射。

現在，新的探測手段能夠不通過大氣簇射現象探測這些高能粒子，也就是在太空中，不受大氣層的干擾，直接探測宇宙線，例如阿爾法磁譜儀實驗。

對太空載人飛行的影響

宇宙射線被地球大氣層影響，對地面的單個人的天然本底輻射僅為0.3-0.4 mSv/y。在大氣層外，每秒約有一個質子或更重的原子核穿過指甲大小的面積，總共每秒約有5000個離子貫穿太空人的身體，打斷體內的化學鍵，引起一連串電離反應。在宇宙射線中，少數較重的原子核會造成比質子更大的傷害，因為打斷化學鍵的能力與電荷平方成正比。例如，鐵原子核所造成的傷害是質子的676倍。根據美國太空總署（NASA）的估計，太空人在太陽系內的太空中每年受到250 mSv的輻射，體內約有1/3的DNA會被宇宙射線切斷。[15]在月面是70-120mSv/y，近地軌道是100mSv/y，范艾倫輻射帶為15 Sv/y。太陽也會釋放大量質子與重原子核，以接近光速噴出，有時一小時內會逾數Sv，對沒有屏障的太空人是致死劑量。

相關條目

註釋

  1. ^ L. Anchordoqui, T. Paul, S. Reucroft, J. Swain. Ultrahigh Energy Cosmic Rays: The state of the art before the Auger Observatory. International Journal of Modern Physics A. 2003, 18 (13): 2229. Bibcode:2003IJMPA..18.2229A. arXiv:hep-ph/0206072  . doi:10.1142/S0217751X03013879. 
  2. ^ Secondary antiprotons and propagation of cosmic rays in the Galaxy and heliosphere. I. V. Moskalenko (NASA/GSFC), A. W. Strong (MPE, Garching), J. F. Ormes (NASA/GSFC), M. S. Potgieter (Potchefstroom U.) Astrophys.J.565:280-296,2002 cite:arXiv:astro-ph/0106567v2 [1] （頁面存檔備份，存於互聯網檔案館）
  3. ^ D. Lal, A.J.T. Jull, D. Pollard, L. Vacher. Evidence for large century time-scale changes in solar activity in the past 32 Kyr, based on in-situ cosmogenic 14C in ice at Summit, Greenland. Earth and Planetary Science Letters. 2005, 234 (3–4): 335–249. Bibcode:2005E&PSL.234..335L. doi:10.1016/j.epsl.2005.02.011. 
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  7. ^ Xu, Qiaozhen; Brown, Laurie M. The early history of cosmic ray research. American Journal of Physics. 1987-01, 55 (1): 23–33 [2022-03-21]. ISSN 0002-9505. doi:10.1119/1.14967. （原始內容存檔於2022-04-19） （英語）. 
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註解

參考資料

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外部連結

 
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