Promieniowanie kosmiczne –
promieniowanie
złożone, zarówno
korpuskularne
jak i
elektromagnetyczne
, docierające do
Ziemi
z otaczającej ją
przestrzeni kosmicznej
. Korpuskularna część promieniowania składa się głównie z
protonów
(90% cząstek),
cząstek alfa
(9%),
elektronów
(ok 1%) i nielicznych cięższych
jąder
. Promieniowanie docierające bezpośrednio z przestrzeni kosmicznej nazywamy promieniowaniem kosmicznym pierwotnym. Cząstki docierające do Ziemi w wyniku reakcji promieniowania kosmicznego pierwotnego z jądrami atomów
gazów
atmosferycznych, to promieniowanie wtórne.
Promieniowanie pierwotne
Pierwotne promieniowanie kosmiczne padając na zewnętrzne warstwy
atmosfery Ziemi
z prędkością bliską
prędkości światła
wywołuje, na skutek zderzeń z atomami atmosferycznymi, powstawanie strumienia wysokoenergetycznych elektronów, protonów, mionów i
fotonów
– tak zwane wtórne promieniowanie kosmiczne.
W skład pierwotnego promieniowania kosmicznego wchodzą głównie protony, cząstki alfa, jądra innych lekkich pierwiastków oraz bardzo niewielka ilość jąder pierwiastków o średnich masach; obserwuje się także pierwotne elektrony, fotony i znikomą ilość cząstek neutralnych. Energie cząstek pierwotnego promieniowania kosmicznego dochodzą do 1011
GeV
.
Promieniowanie wtórne
Oddziaływanie pierwotnego promieniowania kosmicznego z atomami atmosfery ziemskiej jest przyczyną powstawania promieniowania wtórnego. Po wejściu do atmosfery cząstki pierwotne zderzają się z jądrami gazów atmosferycznych, tak że do poziomu morza już prawie nie docierają. Zderzeniom tym towarzyszy na ogół rozbicie jąder gazów atmosferycznych i ewentualnie także cząstki pierwotnej. Przy takim rozbiciu powstają protony i neutrony (mające na ogół dostateczne energie, by móc rozbijać kolejne jądra w następnych zderzeniach) oraz unoszące większość energii, krótko żyjące cząstki elementarne:
miony
,
mezony
π i
hiperony
. Cząstki te odkryto po raz pierwszy w promieniowaniu kosmicznym. Jeśli cząstka pierwotna niosła dostatecznie dużo energii, to powstają także pary p-p i n-n (proton-antyproton, neutron-antyneutron). Najobficiej występującymi cząstkami wtórnymi są mezony π, przy czym naładowane π żyją dostatecznie długo, by móc oddziaływać jądrowo tak samo jak protony czy neutrony. Tak więc jądrowe oddziaływania w atmosferze na danej wysokości są wywołane wtórnymi protonami, neutronami i mezonami π oraz zachowanymi cząstkami pierwotnego promieniowania kosmicznego.
Neutralne mezony π szybko rozpadają się na fotony, często tworzące następnie parę elektron-pozyton, elektrony wysyłają znów fotony itd. W ten sposób powstaje elektronowo-fotonowa, tak zwana miękka składowa promieniowania kosmicznego, stanowiąca około 30 procent promieniowania docierającego do powierzchni Ziemi. Natężenie tej składowej na górnej granicy atmosfery jest właściwie zerowe. Z rozpadów mezonów π powstają także miony, które nie oddziałują z jądrami, a więc tracą energię tylko w procesie jonizacji i znikają wskutek rozpadu. Ponieważ ich czas życia jest stosunkowo długi, stają się one dominującą (około 70 procent) składową wtórnego promieniowania kosmicznego, docierającego do poziomu morza. Składowa mionowa jest twardą, to znaczy bardzo przenikliwą składową promieniowania kosmicznego. Jak wykazują doświadczenia, miony przenikają na znaczne głębokości (300 m) pod powierzchnię Ziemi. Część mionów rozpadających się w atmosferze dostarcza do promieniowania wtórnego elektronów.
Kaskada powstających w ten sposób cząstek tworzy tak zwany
pęk atmosferyczny
.
Wysokoenergetyczne cząsteczki pierwotnego promieniowania kosmicznego
Jedna wysokoenergetyczna cząsteczka (zwykle proton) lub kwant promieniowania gamma o energii 1020 eV może spowodować powstanie w atmosferze wielkiego pęku atmosferycznego. Do powierzchni Ziemi dociera wówczas cała kaskada cząstek rozprzestrzeniona na dużym obszarze. Badając wielkość tego obszaru, rozkład energii i ilości cząstek, można wnioskować o energii cząstki pierwotnej, która wywołała tę kaskadę.
Odkrycie promieniowania kosmicznego
Promieniowanie kosmiczne powoduje zwiększenie
jonizacji
powietrza z wysokością. Po raz pierwszy stwierdził ten fakt
V. F. Hess
w
1912
roku (podczas lotu balonowego) i jego uważa się za odkrywcę promieniowania kosmicznego. Hipoteza, że jonizacja ta jest wynikiem promieniowania dochodzącego spoza atmosfery ziemskiej, wywołała sporo kontrowersji i dopiero przeprowadzone w latach 1923–26 doświadczenia
R. K. Millikana
całkowicie ją potwierdziły; Millikan też wprowadził nazwę promieniowanie kosmiczne. Pierwotnie do badania promieniowania kosmicznego stosowano komory jonizacyjne i
liczniki Geigera-Müllera
służące do rejestracji fotonów i cząstek naładowanych elektrycznie. W 1929
Dmitrij Skobielcyn
, przy pomocy komory Wilsona umieszczonej w polu magnetycznym, odkrył powstawanie pęków promieniowania kosmicznego.
Obecnie do detekcji promieniowania kosmicznego używa się wszelkiego rodzaju liczników i detektorów promieniowania np.
komór pęcherzykowych
i
liczników scyntylacyjnych
.
Izotropia promieniowania kosmicznego
Promieniowanie kosmiczne dochodzi do Ziemi ze wszystkich kierunków prawie jednakowo. Dużą zmienność obserwuje się jedynie w składowej niskoenergetycznej. Ponieważ promieniowanie kosmiczne tworzą cząstki naładowane, podlegają wpływowi ziemskiego pola magnetycznego. Okazało się, że natężenie tego promieniowania w zakresie energii mniejszych niż 1
GeV
, mierzone na określonej wysokości, zależy od szerokości magnetycznej miejsca obserwacji. Na równiku natężenie to jest małe, a w okolicy bieguna magnetycznego – największe. Przyczyną tego zjawiska jest kształt torów cząstek elektrycznie naładowanych w polu magnetycznym Ziemi. Zasięg cząstek promieniowania kosmicznego w atmosferze, w obszarze owalu zorzowego, jest większy niż na równiku i skutkiem tego protony i elektrony o określonych energiach docierają na mniejszą odległość od powierzchni Ziemi w obszarze polarnym.
Drugim efektem geomagnetycznym jest asymetria wschód-zachód. Naładowane cząstki promieniowania kosmicznego dryfują w dipolowym polu magnetycznym Ziemi w kierunku zachodnim lub wschodnim, zależnie od znaku ładunku elektrycznego. Jednocześnie niewiele z tych cząstek wykonuje pełen obieg Ziemi wytwarzając różnicę potencjału elektrycznego na przeciwległych krańcach magnetosfery.
Natężenie niskoenergetycznej składowej promieniowania kosmicznego, o energii mniejszej od 1 GeV, zależy od fazy cyklu aktywności słonecznej. W okresie minimum jest niższe, a w maksimum – wyższe, gdyż cząstki w tym zakresie energii pochodzą głównie ze Słońca.
Źródła promieniowania kosmicznego
Część promieniowania kosmicznego o niższych energiach pochodzi z rozbłysków słonecznych (obserwuje się wyraźną korelację między rozbłyskami i nagłymi wzrostami ilości cząstek promieniowania kosmicznego o energiach od 100
MeV
do kilku
GeV
), których liczba znacznie się zwiększa w szczycie liczby plam słonecznych. Większość promieniowania kosmicznego pochodzi z wybuchów gwiazd nowych i supernowych. Gwiazdy te emitują naładowane cząstki, które w przestrzeniach międzygwiazdowych mogą być rozpędzane przez istniejące pola magnetyczne i elektryczne. Źródłem promieniowania kosmicznego mogą być również gwałtowne procesy mające miejsce w centrum naszej Galaktyki, jak również w centrum Grupy Lokalnej Galaktyk.