Fysica van kosmische straling

Kosmische straling, een hogesnelheidsdeeltje - een atoomkern of een elektron - dat door de ruimte reist. De meeste van deze deeltjes zijn afkomstig van bronnen in de Melkweg en staan ​​bekend als galactische kosmische straling (GCR's). De rest van de kosmische straling is afkomstig van de zon of, bijna zeker in het geval van de deeltjes met de hoogste energieën, buiten de Melkweg.

Aankomst op aarde

Kosmische straaldeeltjes worden niet direct op het aardoppervlak waargenomen. Dit komt omdat kosmische straling "voorverkiezingen" - dat wil zeggen de deeltjes die aan de buitenrand van de atmosfeer van de aarde arriveren - botsen met atmosferische kernen en aanleiding geven tot "secondairen". Sommige secundaire delen zijn fragmenten van de botsende kernen, inclusief neutronen, en andere zijn kortlevende deeltjes die zijn gemaakt op basis van de energie van de botsingen. Secundaire kernen hebben al snel hun eigen botsingen. Het zijn de secundaire delen (neutronen en kortlevende deeltjes zoals muonen) die op zeeniveau worden waargenomen. Voorverkiezingen moeten worden bestudeerd met behulp van ballonnen op grote hoogte of ruimtevaartuigen.

Onder de GCR's variëren de relatieve hoeveelheden van de verschillende kernen en elektronen met energie. Boven ongeveer 1 GeV per nucleon (gigaelectron volt, of een miljard elektronvolts, per nucleon), zijn de verhoudingen ongeveer 85 procent protonen (kernen van waterstofatomen), met ongeveer 13 procent bestaande uit alfadeeltjes (heliumkernen). (Een energie van 1 GeV komt overeen met snelheden die hoger zijn dan ongeveer 87 procent van de lichtsnelheid.) De overige 2 procent zijn elektronen en kernen met zwaardere atomen. Bij energieën van enkele honderden MeV per nucleon (mega-elektronvolts of een miljoen elektronvolts, per nucleon), zijn de overeenkomstige cijfers ongeveer 90, 9 en 1 procent.

De meeste van de nabij de aarde gedetecteerde GCR's hebben kinetische energieën van meer dan ongeveer 1 GeV per nucleon. De gestage stroom van deze voorverkiezingen in de bovenste laag van de atmosfeer is ongeveer 1.500 deeltjes per vierkante meter per seconde. Het aantal deeltjes daalt snel bij toenemende energie, maar individuele deeltjes met energieën zo hoog als 10 meerdere malen ²⁰ eV gedetecteerd. (Deze energie is vergelijkbaar met die van een honkbal met een snelheid van 160 km [100 mijl] per uur.)

De banen van de primairen met de laagste energiekosmosstraal worden sterk beïnvloed door het magnetische veld van de aarde. Dientengevolge is er bij energieën onder ongeveer 1 GeV per nucleon, bij elke geomagnetische breedtegraad een afkapenergie waaronder primaire GCR's niet worden gedetecteerd. De flux van deze laag-energetische deeltjes wordt beïnvloed door zonneactiviteit en de hoeveelheid kosmische straling die de aarde bereikt, is omgekeerd gecorreleerd met het aantal zonnevlekken tijdens de 11-jarige zonnecyclus. Deze omgekeerde correlatie wordt het Forbush-effect genoemd en treedt op omdat bij maximale zonneactiviteit sterkere magnetische velden door de zonnewind naar de interplanetaire ruimte worden geleid en deze velden de kosmische straling blokkeren.