Космические лучи: природа, происхождение и исследование.

Введение

Высокоэнергетические частицы, в основном, приходящие из-за пределов Солнечной системы.

Космические лучи или астрочастицы – это высокоэнергетические частицы или группы частиц (преимущественно протоны или атомные ядра), движущиеся в пространстве почти со скоростью света. Они возникают на Солнце, за пределами Солнечной системы в нашей Галактике и в далеких галактиках. При столкновении с атмосферой Земли космические лучи порождают каскады вторичных частиц, некоторые из которых достигают поверхности, в то время как большая часть отклоняется в космос магнитосферой или гелиосферой. Космические лучи были открыты Виктором Гессом в 1912 году в ходе экспериментов на воздушных шарах, за что он был удостоен Нобелевской премии по физике в 1936 году. Данные, полученные космическим телескопом Ферми в 2013 году, были интерпретированы как свидетельство того, что значительная доля первичных космических лучей образуется при взрывах сверхновых звезд. На основе наблюдений нейтрино и гамма-лучей от блазера TXS 0506+056 в 2018 году, активные галактические ядра также, по всей видимости, являются источником космических лучей.

Этимология

Термин «луч» (как в оптическом луче) возник из первоначального представления о том, что космические лучи в основном состоят из электромагнитного излучения, что было обусловлено их проникающей способностью. Однако, после того как стало общепризнанным, что космические лучи представляют собой различные высокоэнергетические частицы, обладающие собственной массой, термин «лучи» оставался уместным по отношению к известным частицам того времени, таким как катодные лучи, канальные лучи, альфа-лучи и бета-лучи. В то же время, фотоны «космических» лучей, являющиеся квантами электромагнитного излучения (и, следовательно, не имеющие собственной массы), известны под общепринятыми названиями, такими как гамма-лучи или рентгеновские лучи, в зависимости от энергии фотонов.

Состав

Из первичных космических лучей, которые возникают за пределами атмосферы Земли, около 99% составляют голые ядра обычных атомов (лишенные электронных оболочек), и около 1% – одиночные электроны (то есть один из видов бета-частиц). Из ядер около 90% – простые протоны (то есть ядра водорода), 9% – альфа-частицы, идентичные ядрам гелия, и 1% – ядра более тяжелых элементов, называемые HZE-ионами. Эти соотношения сильно меняются в зависимости от энергии космических лучей. Очень небольшая доля приходится на стабильные частицы антиматерии, такие как позитроны или антипротоны. Точная природа этой оставшейся доли является предметом активных исследований. Активный поиск антиальфа-частиц с орбиты Земли не дал результатов. При столкновении с атмосферой космические лучи с огромной силой расщепляют атомы на другие частицы материи, образуя большое количество пионов и мюонов (возникающих при распаде заряженных пионов, имеющих короткий период полураспада), а также нейтрино. Доля нейтронов в каскаде частиц возрастает на меньших высотах, достигая от 40% до 80% от общего излучения на высоте полета самолетов. Заряженные пионы, образующиеся в атмосфере под воздействием первичных космических лучей, быстро распадаются, испуская мюоны. В отличие от пионов, мюоны слабо взаимодействуют с материей и могут проходить сквозь атмосферу, проникая даже под земную поверхность. Интенсивность потока мюонов, достигающего поверхности Земли, такова, что примерно одна частица проходит через объем, равный размеру человеческой головы, каждую секунду. Наряду с естественной локальной радиоактивностью, эти мюоны являются значительной причиной ионизации атмосферы у поверхности Земли, которая впервые привлекла внимание ученых и привела к открытию первичных космических лучей, приходящих из-за пределов нашей атмосферы.

Энергия

Космические лучи привлекают большой интерес как на практике, из-за ущерба, который они наносят микроэлектронике и живым организмам за пределами защиты атмосферы и магнитного поля, так и с научной точки зрения, поскольку наблюдалось, что энергии самых энергичных ультравысокоэнергетических космических лучей приближаются (это лишь немного превышает 21 миллион раз энергию частиц, ускоренных в Большом адронном коллайдере). Можно показать, что такие огромные энергии могут быть достигнуты за счет центробежного механизма ускорения в активных галактических ядрах. При этом, самые высокоэнергичные ультравысокоэнергетические космические лучи (например, частица OMG, зарегистрированная в 1991 году) обладают энергией, сопоставимой с кинетической энергией бейсбольного мяча. В результате этих открытий возрос интерес к исследованию космических лучей еще больших энергий. Однако большинство космических лучей не обладают столь экстремальными энергиями; распределение энергии космических лучей достигает максимума при .

История

После открытия радиоактивности Анри Беккерелем в 1896 году, общепринятым было мнение, что атмосферное электричество, или ионизация воздуха, вызывается исключительно излучением от радиоактивных элементов в почве или радиоактивных газов и изотопов радона, образующихся при их распаде. Измерения повышения скорости ионизации с увеличением высоты над землей в период с 1900 по 1910 год объяснялись поглощением ионизирующего излучения воздухом на пути его распространения.

Открытие

В 1909 году Теодор Вулф разработал электрометр – прибор для измерения скорости образования ионов внутри герметично закрытого сосуда – и использовал его, чтобы показать более высокий уровень радиации на вершине Эйфелевой башни, чем у её основания. Однако его статья, опубликованная в журнале Physikalische Zeitschrift, не получила широкого признания. В 1911 году Доменико Пачини наблюдал одновременные изменения скорости ионизации над озером, над морем и на глубине 3 метров от поверхности. Пачини пришел к выводу, что уменьшение радиоактивности под водой указывает на то, что некоторая часть ионизации обусловлена источниками, отличными от радиоактивности Земли. В 1912 году Виктор Гесс поднял на свободном аэростате на высоту 5300 метров три электрометра Вулфа с повышенной точностью. Он обнаружил, что скорость ионизации увеличилась примерно в четыре раза по сравнению с уровнем у земли. В 1913–1914 годах Вернер Кольхёрстер подтвердил более ранние результаты Виктора Гесса, измерив повышенную скорость ионизации на высоте 9 км. В 1936 году Гесс получил Нобелевскую премию по физике за это открытие.

Распределение энергии

Измерения энергии и направлений прихода ультравысокоэнергетических первичных космических лучей методами отбора проб плотности и быстрого измерения времени обширных воздушных ливней были впервые проведены в 1954 году членами группы космических лучей Росси в Массачусетском технологическом институте. В эксперименте использовались одиннадцать сцинтилляционных детекторов, расположенных в круге диаметром 460 метров на территории станции Агассиз обсерватории Гарвардского колледжа. Благодаря этим работам и многим другим экспериментам, проведенным по всему миру, энергетический спектр первичных космических лучей теперь известен в области энергий, превышающей 10<sup>20</sup> эВ. Крупномасштабный эксперимент по изучению воздушных ливней, известный как проект «Оггер», в настоящее время проводится на территории Пампас в Аргентине международным консорциумом физиков. Проект изначально возглавляли Джеймс Кронин, лауреат Нобелевской премии по физике 1980 года из Чикагского университета, и Алан Уотсон из Лидского университета, а затем ученые из международного сотрудничества имени Пьера Оггера. Их цель – исследовать свойства и направления прихода первичных космических лучей с наивысшими энергиями. Ожидается, что результаты будут иметь важное значение для физики частиц и космологии, в связи с теоретическим пределом Грейзена — Зацепина — Кузьмина для энергий космических лучей, приходящих с больших расстояний (около 160 миллионов световых лет), который проявляется при энергиях выше 10<sup>20</sup> эВ из-за взаимодействий с реликтовыми фотонами, оставшимися со времен Большого взрыва. В настоящее время обсерватория имени Пьера Оггера модернизируется для повышения точности и поиска доказательств происхождения самых энергичных космических лучей, которое пока не подтверждено. Высокоэнергетические гамма-лучи (>50 МэВ фотоны) были окончательно обнаружены в первичном космическом излучении в эксперименте, проведенном MIT на спутнике OSO 3 в 1967 году. Компоненты как галактического, так и внегалактического происхождения были идентифицированы отдельно при интенсивностях, значительно меньших 1% от интенсивностей первичных заряженных частиц. С тех пор многочисленные спутниковые гамма-обсерватории составили карту гамма-неба. Самая последняя из них – обсерватория Ферми, которая создала карту, показывающую узкую полосу интенсивности гамма-излучения, создаваемую дискретными и диффузными источниками в нашей Галактике, а также множество точечных внегалактических источников, распределенных по небесной сфере.

Measurements of the energy and arrival directions of the ultra high energy primary cosmic rays by the techniques of density sampling and fast timing of extensive air showers were first carried out in 1954 by members of the Rossi Cosmic Ray Group at the Massachusetts Institute of Technology. The experiment employed eleven scintillation detectors arranged within a circle 460 metres in diameter on the grounds of the Agassiz Station of the Harvard College Observatory. From that work, and from many other experiments carried out all over the world, the energy spectrum of the primary cosmic rays is now known to extend beyond 1020 eV. A huge air shower experiment called the Auger Project is currently operated at a site on the Pampas of Argentina by an international consortium of physicists. The project was first led by James Cronin, winner of the 1980 Nobel Prize in Physics from the University of Chicago, and Alan Watson of the University of Leeds, and later by scientists of the international Pierre Auger Collaboration. Their aim is to explore the properties and arrival directions of the very highest energy primary cosmic rays. The results are expected to have important implications for particle physics and cosmology, due to a theoretical Greisen–Zatsepin–Kuzmin limit to the energies of cosmic rays from long distances (about 160 million light years) which occurs above 1020 eV because of interactions with the remnant photons from the Big Bang origin of the universe. Currently the Pierre Auger Observatory is undergoing an upgrade to improve its accuracy and find evidence for the yet unconfirmed origin of the most energetic cosmic rays. High energy gamma rays (>50MeV photons) were finally discovered in the primary cosmic radiation by an MIT experiment carried on the OSO 3 satellite in 1967. Components of both galactic and extra galactic origins were separately identified at intensities much less than 1% of the primary charged particles. Since then, numerous satellite gamma ray observatories have mapped the gamma ray sky. The most recent is the Fermi Observatory, which has produced a map showing a narrow band of gamma ray intensity produced in discrete and diffuse sources in our galaxy, and numerous point like extra galactic sources distributed over the celestial sphere.

Модуляция

Солнечный цикл вызывает изменения в магнитном поле солнечного ветра, по которому космические лучи достигают Земли. Это приводит к модуляции потоков, достигающих Земли, при более низких энергиях, что косвенно регистрируется глобальной сетью нейтронных мониторов.

Антивещество первичного космического луча

Спутниковые эксперименты обнаружили свидетельства наличия позитронов и нескольких антипротонов в первичных космических лучах, составляющих менее 1% от общего числа частиц в этих лучах. Эти частицы, по-видимому, не являются продуктом большого количества антиматерии, образовавшейся в результате Большого взрыва, или сложной антиматерии во Вселенной. Скорее, они состоят лишь из этих двух элементарных частиц, которые образуются в высокоэнергетических процессах. Предварительные результаты, полученные с помощью действующего в настоящее время магнитного спектрометра Альфа (AMS 02) на борту Международной космической станции, показывают, что позитроны в космических лучах приходят без какой-либо предпочтительной направленности. В сентябре 2014 года новые результаты, основанные на почти удвоенном объеме данных, были представлены на конференции в CERN и опубликованы в журнале Physical Review Letters. Было сообщено о новом измерении доли позитронов при энергиях до 500 ГэВ, которое показало, что максимум доли позитронов составляет около 16% от общего числа электрон-позитронных событий при энергии 275 ± 32 ГэВ. При более высоких энергиях, вплоть до 500 ГэВ, отношение позитронов к электронам начинает снова уменьшаться. Абсолютный поток позитронов также начинает снижаться до 500 ГэВ, но достигает максимума при энергиях, значительно превышающих энергии электронов, которые достигают пика около 10 ГэВ. Предполагается, что эти результаты могут быть объяснены производством позитронов в результате аннигиляции массивных частиц темной материи. Антипротоны в космических лучах также имеют значительно более высокую среднюю энергию, чем их аналоги из обычной материи (протоны). Они достигают Земли с характерным максимумом энергии 2 ГэВ, что указывает на их образование в процессе, принципиально отличающемся от процесса образования протонов космических лучей, средняя энергия которых составляет лишь одну шестую от этой величины. Нет никаких свидетельств наличия в космических лучах сложных антиядер, таких как ядра антигелия (то есть анти-альфа-частицы). Их поиск активно ведется. Прототип AMS 02, обозначенный как AMS 01, был выведен в космос на борту STS 91 в июне 1998 года. Не обнаружив антигелия, AMS 01 установил верхнюю границу для отношения потоков антигелия к гелию, равную 1,1 × 10−6.

Satellite experiments have found evidence of positrons and a few antiprotons in primary cosmic rays, amounting to less than 1% of the particles in primary cosmic rays. These do not appear to be the products of large amounts of antimatter from the Big Bang, or indeed complex antimatter in the universe. Rather, they appear to consist of only these two elementary particles, newly made in energetic processes. Preliminary results from the presently operating Alpha Magnetic Spectrometer (AMS 02) on board the International Space Station show that positrons in the cosmic rays arrive with no directionality. In September 2014, new results with almost twice as much data were presented in a talk at CERN and published in Physical Review Letters. A new measurement of positron fraction up to 500 GeV was reported, showing that positron fraction peaks at a maximum of about 16% of total electron+positron events, around an energy of 275 ± 32 GeV. At higher energies, up to 500 GeV, the ratio of positrons to electrons begins to fall again. The absolute flux of positrons also begins to fall before 500 GeV, but peaks at energies far higher than electron energies, which peak about 10 GeV. These results on interpretation have been suggested to be due to positron production in annihilation events of massive dark matter particles. Cosmic ray antiprotons also have a much higher average energy than their normal matter counterparts (protons). They arrive at Earth with a characteristic energy maximum of 2 GeV, indicating their production in a fundamentally different process from cosmic ray protons, which on average have only one sixth of the energy. There is no evidence of complex antimatter atomic nuclei, such as antihelium nuclei (i. e., anti alpha particles), in cosmic rays. These are actively being searched for. A prototype of the AMS 02 designated AMS 01, was flown into space aboard the on STS 91 in June 1998. By not detecting any antihelium at all, the AMS 01 established an upper limit of 1.1 × 10−6 for the antihelium to helium flux ratio.

Вторичные космические лучи

Когда космические лучи попадают в атмосферу Земли, они сталкиваются с атомами и молекулами, в основном с кислородом и азотом. Взаимодействие порождает каскад более легких частиц, так называемый воздушный ливень вторичного излучения, включающий рентгеновские лучи, протоны, альфа-частицы, пионы, мюоны, электроны, нейтрино и нейтроны. Все вторичные частицы, образовавшиеся в результате столкновения, продолжают движение по траекториям, отклоняющимся от первоначального пути первичной частицы не более чем на один градус. Типичными частицами, образующимися при таких столкновениях, являются нейтроны и заряженные мезоны, такие как положительные или отрицательные пионы и каоны. Некоторые из них впоследствии распадаются на мюоны и нейтрино, которые способны достигать поверхности Земли. Некоторые высокоэнергетические мюоны даже проникают на некоторое расстояние в неглубокие шахты, а большинство нейтрино проходят сквозь Землю, не вступая во взаимодействие. Другие распадаются в фотоны, что впоследствии приводит к образованию электромагнитных каскадов. Таким образом, в воздушных ливнях обычно преобладают электроны и позитроны, а не фотоны. Эти частицы, а также мюоны могут быть легко обнаружены различными типами детекторов частиц, такими как камеры Вильсона, пузырьковые камеры, детекторы на основе излучения Черенкова в воде или сцинтилляционные детекторы. Наблюдение вторичного ливня частиц в нескольких детекторах одновременно указывает на то, что все частицы возникли в результате одного и того же события. Космические лучи, воздействующие на другие планетарные тела в Солнечной системе, обнаруживаются косвенно по высокоэнергетическому гамма-излучению, зарегистрированному гамма-телескопами. Это излучение отличается от радиоактивного распада более высокими энергиями, превышающими примерно 10 МэВ.

Методы обнаружения

Существует два основных класса методов детектирования. Во-первых, прямое детектирование первичных космических лучей в космосе или на большой высоте с помощью приборов, поднимаемых на воздушных шарах. Во-вторых, косвенное детектирование вторичных частиц, то есть протяженных воздушных ливней при более высоких энергиях. Несмотря на существование предложений и прототипов для детектирования воздушных ливней в космосе и на воздушных шарах, действующие в настоящее время эксперименты по исследованию высокоэнергетических космических лучей проводятся на земле. В общем случае, прямое детектирование точнее, чем косвенное. Однако поток космических лучей уменьшается с ростом энергии, что затрудняет прямое детектирование в диапазоне энергий выше 1 ПеВ. И прямое, и косвенное детектирование реализуются с использованием различных техник.

Прямая обнаружение

Прямое детектирование возможно с помощью любых типов детекторов частиц на МКС, на спутниках или высотных аэростатах. Однако существуют ограничения по весу и размеру, которые сужают выбор детекторов. Примером метода прямого детектирования является метод, основанный на регистрации ядерных треков, разработанный Робертом Флейшером, П. Буфордом Прайсом и Робертом М. Уокером для использования на высотных аэростатах. В этом методе листы прозрачного пластика, например, поликарбонат Лексан толщиной 0,25 мм, складываются вместе и непосредственно подвергаются воздействию космических лучей в космосе или на большой высоте. Ядерный заряд вызывает разрыв химических связей или ионизацию в пластике. В верхней части пластиковой стопки ионизация меньше из-за высокой скорости космического луча. По мере замедления космического луча при прохождении через стопку, ионизация увеличивается вдоль его траектории. Полученные пластиковые листы затем "травятся" – медленно растворяются в теплом щелочном растворе гидроксида натрия, который удаляет поверхностный материал с медленной, известной скоростью. Гидроксид натрия растворяет пластик быстрее вдоль траектории ионизированного участка. В результате образуется коническое углубление (трек) в пластике. Эти углубления измеряются под мощным микроскопом (обычно с увеличением 1600× в иммерсионном масле), и скорость травления наносится на график в зависимости от глубины в пластиковой стопке. Эта методика позволяет получить уникальную кривую для каждого атомного ядра от 1 до 92, что обеспечивает идентификацию как заряда, так и энергии космического луча, прошедшего через пластиковую стопку. Чем больше ионизация вдоль траектории, тем выше заряд. Помимо использования для детектирования космических лучей, эта методика также применяется для обнаружения ядер, образующихся при ядерном делении.

Непрямая обнаружение

В настоящее время используется несколько наземных методов обнаружения космических лучей, которые можно разделить на две основные категории: обнаружение вторичных частиц, образующих обширные воздушные ливни (EAS), с помощью различных типов детекторов частиц, и обнаружение электромагнитного излучения, испускаемого EAS в атмосфере. Массивы детекторов EAS измеряют заряженные частицы, проходящие через них. Массивы EAS могут наблюдать за большой областью неба и могут быть активными более 90% времени. Однако они менее способны отделять фоновые эффекты от космических лучей, чем воздушные телескопы Черенкова. В большинстве современных массивов EAS используются пластиковые сцинтилляторы. Также вода (жидкая или замороженная) используется в качестве среды обнаружения, через которую проходят частицы и производят излучение Черенкова, делая их обнаружимыми. Поэтому в ряде массивов используются водные/ледяные детекторы Черенкова в качестве альтернативы или в дополнение к сцинтилляторам. Благодаря комбинации нескольких детекторов, некоторые массивы EAS способны различать мюоны и более легкие вторичные частицы (фотоны, электроны, позитроны). Доля мюонов среди вторичных частиц – один из традиционных способов оценки массового состава первичных космических лучей. Исторический метод обнаружения вторичных частиц, до сих пор используемый в демонстрационных целях, предполагает использование камер Вильсона для обнаружения вторичных мюонов, образующихся при распаде пионов. Камеры Вильсона, в частности, могут быть построены из широко доступных материалов и даже в школьной лаборатории. Пятый метод, использующий пузырьковые камеры, может применяться для обнаружения частиц космических лучей. Недавно CMOS-сенсоры в камерах смартфонов были предложены в качестве практической распределенной сети для обнаружения воздушных ливней от ультравысокоэнергетических космических лучей. Первым приложением, реализовавшим эту идею, стал эксперимент CRAYFIS (Cosmic RAYs Found in Smartphones). В 2017 году коллаборация CREDO (Cosmic Ray Extremely Distributed Observatory) выпустила первую версию своего полностью открытого приложения для устройств Android. С тех пор коллаборация привлекла интерес и поддержку многих научных, образовательных учреждений и широкой общественности по всему миру. Будущие исследования должны показать, в каких аспектах эта новая техника сможет конкурировать с специализированными массивами EAS. Первый метод обнаружения во второй категории – воздушный телескоп Черенкова, предназначенный для обнаружения космических лучей низкой энергии (<200 ГэВ) путем анализа их излучения Черенкова, которое для космических лучей представляет собой гамма-лучи, испускаемые при движении быстрее скорости света в среде – атмосфере. Хотя эти телескопы очень хорошо различают фоновое излучение и излучение космического происхождения, они могут эффективно работать только в ясные ночи без лунного света, имеют очень узкое поле зрения и активны лишь несколько процентов времени. Второй метод обнаруживает свет от азотной флуоресценции, вызванной возбуждением азота в атмосфере частицами, движущимися в атмосфере. Этот метод наиболее точен для космических лучей с самыми высокими энергиями, особенно в сочетании с массивами EAS детекторов частиц. Подобно обнаружению света Черенкова, этот метод ограничен ясными ночами. Другой метод обнаруживает радиоволны, испускаемые воздушными ливнями. Этот метод имеет высокий коэффициент полезного действия, аналогичный детекторам частиц. Точность этого метода была улучшена в последние годы, как показали различные прототипные эксперименты, и он может стать альтернативой обнаружению атмосферного света Черенкова и флуоресцентного света, по крайней мере, при высоких энергиях.

There are several ground based methods of detecting cosmic rays currently in use, which can be divided in two main categories: the detection of secondary particles forming extensive air showers (EAS) by various types of particle detectors, and the detection of electromagnetic radiation emitted by EAS in the atmosphere. Extensive air shower arrays made of particle detectors measure the charged particles which pass through them. EAS arrays can observe a broad area of the sky and can be active more than 90% of the time. However, they are less able to segregate background effects from cosmic rays than can air Cherenkov telescopes. Most state of the art EAS arrays employ plastic scintillators. Also water (liquid or frozen) is used as a detection medium through which particles pass and produce Cherenkov radiation to make them detectable. Therefore, several arrays use water/ice Cherenkov detectors as alternative or in addition to scintillators. By the combination of several detectors, some EAS arrays have the capability to distinguish muons from lighter secondary particles (photons, electrons, positrons). The fraction of muons among the secondary particles is one traditional way to estimate the mass composition of the primary cosmic rays. An historic method of secondary particle detection still used for demonstration purposes involves the use of cloud chambers to detect the secondary muons created when a pion decays. Cloud chambers in particular can be built from widely available materials and can be constructed even in a high school laboratory. A fifth method, involving bubble chambers, can be used to detect cosmic ray particles. More recently, the CMOS devices in pervasive smartphone cameras have been proposed as a practical distributed network to detect air showers from ultra high energy cosmic rays. The first app to exploit this proposition was the CRAYFIS (Cosmic RAYs Found in Smartphones) experiment. In 2017, the CREDO (Cosmic Ray Extremely Distributed Observatory) Collaboration released the first version of its completely open source app for Android devices. Since then the collaboration has attracted the interest and support of many scientific institutions, educational institutions, and members of the public around the world. Future research has to show in what aspects this new technique can compete with dedicated EAS arrays. The first detection method in the second category is called the air Cherenkov telescope, designed to detect low energy (<200 GeV) cosmic rays by means of analyzing their Cherenkov radiation, which for cosmic rays are gamma rays emitted as they travel faster than the speed of light in their medium, the atmosphere. While these telescopes are extremely good at distinguishing between background radiation and that of cosmic ray origin, they can only function well on clear nights without the Moon shining, have very small fields of view, and are only active for a few percent of the time. A second method detects the light from nitrogen fluorescence caused by the excitation of nitrogen in the atmosphere by particles moving through the atmosphere. This method is the most accurate for cosmic rays at highest energies, in particular when combined with EAS arrays of particle detectors. Similar to the detection of Cherenkov light, this method is restricted to clear nights. Another method detects radio waves emitted by air showers. This technique has a high duty cycle similar to that of particle detectors. The accuracy of this technique was improved in the last years as shown by various prototype experiments, and may become an alternative to the detection of atmospheric Cherenkov light and fluorescence light, at least at high energies.

Роль в окружающем излучении

Космические лучи составляют часть ежегодного облучения людей на Земле, в среднем 0,39 мЗв из общего количества 3 мЗв в год (13% от общего фонового излучения) для населения Земли. Однако фоновое излучение от космических лучей увеличивается с высотой, с 0,3 мЗв в год для районов на уровне моря до 1,0 мЗв в год для городов, расположенных на большей высоте, что повышает долю космического излучения до четверти общего фонового облучения для населения этих городов. Экипажи авиакомпаний, выполняющие дальние рейсы на больших высотах, могут подвергаться воздействию дополнительного излучения в 2,2 мЗв ежегодно из-за космических лучей, что почти удваивает их общее воздействие ионизирующего излучения. + Среднегодовая радиационная экспозиция (миллизиверты) Радиация UNSCEAR Princeton Wa State MEXT Примечание Тип Источник Мировой средний Типичный диапазон США США Япония Природная воздушная 1,26 0,2–10,0a 2,29 2,00 0,40 В основном от радона, (a) зависит от накопления радонового газа в помещении. Внутренняя 0,29 0,2–1,0b 0,16 0,40 0,40 В основном от радиоизотопов в пищевых продуктах (40K, 14C и т.д.) (b) зависит от рациона питания. Наземная 0,48 0,3–1,0c 0,19 0,29 0,40 (c) Зависит от состава почвы и строительных материалов. Космическая 0,39 0,3–1,0d 0,31 0,26 0,30 (d) Обычно увеличивается с высотой. Промежуточный итог 2,40 1,0–13,0 2,95 2,95 1,50 Искусственная медицинская 0,60 0,03–2,0 3,00 0,53 2,30 Выпадения 0,007 0–1+ – – 0,01 Пик пришелся на 1963 год (до Договора о частичном запрещении испытаний) с пиком в 1986 году; все еще высоки вблизи мест ядерных испытаний и аварий. Для Соединенных Штатов выпадения включены в другие категории. Другие 0,0052 0–20 0,25 0,13 0,001 Среднегодовая профессиональная экспозиция составляет 0,7 мЗв; у шахтеров более высокая экспозиция. Население, проживающее вблизи атомных электростанций, получает дополнительную экспозицию около 0,02 мЗв в год. Промежуточный итог 0,6 0 до десятков 3,25 0,66 2,311 Итого 3,00 0 до десятков 6,20 3,61 3,81 Данные приведены за период до аварии на Фукусиме-1. Данные, полученные UNSCEAR, предоставлены Японским институтом радиологических наук, который обобщил данные UNSCEAR.

Cosmic rays constitute a fraction of the annual radiation exposure of human beings on the Earth, averaging 0.39mSv out of a total of 3mSv per year (13% of total background) for the Earth's population. However, the background radiation from cosmic rays increases with altitude, from 0.3mSv per year for sea level areas to 1.0mSv per year for higher altitude cities, raising cosmic radiation exposure to a quarter of total background radiation exposure for populations of said cities. Airline crews flying long distance high altitude routes can be exposed to 2.2mSv of extra radiation each year due to cosmic rays, nearly doubling their total exposure to ionizing radiation. + Average annual radiation exposure (millisieverts)RadiationUNSCEAR Princeton Wa State MEXT Remark Type Source World average Typical range US US Japan Natural Air 1.26 0.2–10.0a 2.29 2.00 0.40 Primarily from radon, (a)depends on indoor accumulation of radon gas. Internal 0.29 0.2–1.0b 0.16 0.40 0.40 Mainly from radioisotopes in food (40K, 14C, etc.) (b)depends on diet. Terrestrial 0.48 0.3–1.0c 0.19 0.29 0.40 (c)Depends on soil composition and building material of structures. Cosmic 0.39 0.3–1.0d 0.31 0.26 0.30 (d)Generally increases with elevation. Subtotal 2.40 1.0–13.0 2.95 2.95 1.50 Artificial Medical 0.60 0.03–2.0 3.00 0.53 2.30 Fallout 0.007 0–1+ – – 0.01 Peaked in 1963 (prior to the Partial Test Ban Treaty) with a spike in 1986; still high near nuclear test and accident sites. For the United States, fallout is incorporated into other categories. Others 0.0052 0–20 0.25 0.13 0.001 Average annual occupational exposure is 0.7 mSv; mining workers have higher exposure. Populations near nuclear plants have an additional ≈0.02 mSv of exposure annually. Subtotal 0.6 0 to tens 3.25 0.66 2.311 Total 3.00 0 to tens 6.20 3.61 3.81
Figures are for the time before the Fukushima Daiichi nuclear disaster. Human made values by UNSCEAR are from the Japanese National Institute of Radiological Sciences, which summarized the UNSCEAR data.

Влияние на электронику

Космические лучи обладают достаточной энергией, чтобы изменять состояния компонентов схем в электронных интегральных схемах, вызывая кратковременные ошибки (такие как повреждение данных в электронных устройствах памяти или некорректная работа процессоров), которые часто называют "мягкими ошибками". Это долгое время было проблемой в электронике на больших высотах, например, в спутниках, но по мере уменьшения размеров транзисторов, эта проблема становится все более актуальной и для наземной электроники. Исследования, проведенные IBM в 1990-х годах, показали, что компьютеры обычно испытывают примерно одну ошибку, вызванную космическими лучами, на 256 мегабайт оперативной памяти в месяц. Для решения этой проблемы корпорация Intel предложила детектор космических лучей, который можно будет интегрировать в будущие высокоплотные микропроцессоры, позволяя процессору повторять последнюю команду после воздействия космического луча. Память ECC используется для защиты данных от повреждений, вызванных космическими лучами. В 2008 году повреждение данных в системе управления полетом привело к двукратному снижению авиалайнера Airbus A330 на сотни футов, в результате чего пострадали пассажиры и члены экипажа. Космические лучи рассматривались как одна из возможных причин повреждения данных, но в конечном итоге были признаны крайне маловероятными. В августе 2020 года ученые сообщили, что ионизирующее излучение от радиоактивных материалов окружающей среды и космических лучей может существенно ограничивать время когерентности кубитов при недостаточной защите, что может быть критически важно для создания отказоустойчивых сверхпроводящих квантовых компьютеров в будущем.

Значение для аэрокосмических путешествий

Галактические космические лучи являются одним из самых серьезных препятствий на пути реализации планов межпланетных путешествий с экипажем. Космические лучи также представляют угрозу для электроники, установленной на борту отправляемых аппаратов. В 2010 году сбой в работе космического зонда "Вояджер-2" был объяснен переключением одного бита, предположительно вызванным космическим лучом. Рассматривались стратегии, такие как физическая или магнитная защита космических аппаратов, для минимизации повреждений электроники и организма человека, вызванных космическими лучами. 31 мая 2013 года ученые NASA сообщили, что потенциальная пилотируемая миссия на Марс может быть связана с более высоким риском радиационного воздействия, чем предполагалось ранее, основываясь на количестве высокоэнергетических частиц, зарегистрированных прибором RAD на борту "Mars Science Laboratory" во время перелета с Земли на Марс в 2011–2012 годах. Пассажиры и экипажи реактивных авиалайнеров, совершающие полеты на большой высоте, подвергаются воздействию космических лучей в объеме, как минимум, в 10 раз превышающем дозу, получаемую людьми на уровне моря. Особому риску подвергаются самолеты, выполняющие полеты по полярным маршрутам вблизи геомагнитных полюсов.

Роль в молнии

Космические лучи были вовлечены в инициирование электрического пробоя в молнии. Предложено, что практически вся молния запускается посредством релятивистского процесса, или "лавинного пробоя", инициированного вторичными частицами космических лучей. Дальнейшее развитие молниевого разряда происходит посредством "обычных" механизмов пробоя.

Предполагаемая роль в изменении климата

Роль космических лучей в климате была предложена Эдвардом П. Неем в 1959 году и Робертом Э. Дикинсоном в 1975 году. Предполагается, что космические лучи могли быть ответственны за значительные климатические изменения и массовые вымирания в прошлом. По словам Адриана Меллотта и Михаила Медведева, 62-миллионные циклы в биологических морских популяциях коррелируют с движением Земли относительно галактической плоскости и увеличением воздействия космических лучей. Исследователи предполагают, что это, а также гамма-излучение от близлежащих сверхновых, могло повлиять на заболеваемость раком и частоту мутаций, и может быть связано с радикальными изменениями климата Земли и массовым вымиранием в ордовикский период. Датский физик Хенрик Свенсмарк вызвал споры, утверждая, что поскольку солнечная активность модулирует поток космических лучей, достигающий Земли, это, в свою очередь, влияет на скорость образования облаков и, следовательно, является косвенной причиной глобального потепления. Свенсмарк – один из нескольких ученых, открыто выступающих против общепринятой научной оценки глобального потепления, что вызывает опасения, что гипотеза о связи космических лучей с глобальным потеплением может быть скорее идеологически мотивированной, чем основанной на научных данных. Другие ученые подвергли резкой критике Свенсмарка за небрежность и непоследовательность в работе: одним из примеров является корректировка данных об облачности, которая недооценивает погрешность в данных о нижних облаках, но не в данных о верхних облаках; другим примером является "некорректная обработка физических данных", приводящая к графикам, не демонстрирующим заявленные корреляции. Несмотря на утверждения Свенсмарка, галактические космические лучи не оказывают статистически значимого влияния на изменения облачного покрова, и исследования показали отсутствие причинно-следственной связи между ними и изменениями глобальной температуры.

Возможный фактор массового вымирания

Несколько исследований показывают, что близкая сверхновая или серия сверхновых стали причиной вымирания морской мегафауны плиоцена, значительно повысив уровень радиации до опасного для крупных морских животных.

Исследования и эксперименты

Существует ряд инициатив по исследованию космических лучей, перечисленных ниже.

Дополнительные ссылки

Р. Г. Харрисон и Д. Б. Стивенсон, Обнаружение влияния галактических космических лучей на облака, Geophysical Research Abstracts, Vol. 8, 07661, 2006 SRef ID: 1607 7962/gra/EGU06 A 07661.
Р. Клей и Б. Доусон, Cosmic Bullets, Allen & Unwin, 1997. Т. К. Гайсер, Космические лучи и физика частиц, Издательство Кембриджского университета, 1990. П. К. Ф. Гридер, Космические лучи на Земле: справочник исследователя и сборник данных, Elsevier, 2001. А. М. Хиллас, Космические лучи, Pergamon Press, Оксфорд, 1972.
М. Д. Нгобени и М. С. Потгитер, Анизотропии космических лучей во внешней гелиосфере, Advances in Space Research, 2007. М. Д. Нгобени, Аспекты модуляции космических лучей во внешней гелиосфере, диссертация магистра, Северо-Западный университет (кампус Потчефструм), Южная Африка, 2006. Д. Перкинс, Астрофизика частиц, Издательство Оксфордского университета, 2003. C. E. Rolfs и S. R. William, "Котлы в космосе", Издательство Чикагского университета, 1988. Б. Б. Росси, Космические лучи, McGraw Hill, Нью-Йорк, 1964. Мартин Уолт, "Введение в геомагнитно захваченное излучение", 1994. Проект TRACER Long Duration Balloon Project: крупнейший детектор космических лучей, запущенный на воздушных шарах.