รังสีคอสมิก

Q: ข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับ รังสีคอสมิก

รังสีคอสมิกหรืออนุภาคดาราศาสตร์เป็นอนุภาคพลังงานสูงหรือกลุ่มอนุภาค (ส่วนใหญ่ประกอบด้วยโปรตอนหรือนิวเคลียสของอะตอม )

ภาพซ้าย: อนุภาคมีออนจากรังสีคอสมิกเคลื่อนที่ผ่านห้องเมฆ เกิดการกระเจิงด้วยมุมเล็กๆ ที่แผ่นโลหะตรงกลาง และออกจากห้อง ภาพขวา: อนุภาคมีออนจากรังสีคอสมิกสูญเสียพลังงานไปมากหลังจากผ่านแผ่นโลหะ ดังที่แสดงโดยความโค้งของเส้นทางที่เพิ่มขึ้นในสนามแม่เหล็ก

รังสีคอสมิกหรืออนุภาคดาราศาสตร์เป็นอนุภาคพลังงานสูงหรือกลุ่มอนุภาค (ส่วนใหญ่ประกอบด้วยโปรตอนหรือนิวเคลียสของอะตอม ) ที่เคลื่อนที่ผ่านอวกาศด้วยความเร็วเกือบเท่าความเร็วแสงพวกมันมีต้นกำเนิดมาจากนอกระบบสุริยะ—จากทางช้างเผือก [ ¹^]จากกาแล็กซีที่อยู่ไกลออกไป^[²^]และจากดวงอาทิตย์เมื่อกระทบกับชั้นบรรยากาศของโลกรังสีคอสมิกจะก่อให้เกิดอนุภาคทุติยภูมิจำนวน^มากซึ่งบางส่วนจะตกลงสู่พื้นผิว โลก แม้ว่าส่วนใหญ่จะถูกเบี่ยงเบนออกไปในอวกาศโดยสนามแม่เหล็กของโลก (แมกนีโตสเฟียร์) หรือโดยเฮลิโอสเฟียร์

รังสีคอสมิกถูกค้นพบโดยวิกเตอร์ เฮสส์ในปี พ.ศ. 2455 ในการทดลองบอลลูน ซึ่งทำให้เขาได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ใน ปี พ.ศ. 2479 ^{[ 3 ]}

การวัดรังสีคอสมิกโดยตรง โดยเฉพาะที่พลังงานต่ำ สามารถทำได้ตั้งแต่ดาวเทียมดวงแรกในช่วงปลายทศวรรษ 1950 เครื่องตรวจจับอนุภาคที่คล้ายกับที่ใช้ในฟิสิกส์นิวเคลียร์และฟิสิกส์พลังงานสูงถูกนำมาใช้ในดาวเทียมและยานสำรวจอวกาศเพื่อการวิจัยเกี่ยวกับรังสีคอสมิก^{[ 4 ]}ข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศเฟอร์มิ (2013) ^{[ 5 ]}ได้รับการตีความว่าเป็นหลักฐานว่ารังสีคอสมิกปฐมภูมิส่วนสำคัญมีต้นกำเนิดมาจาก การระเบิด ซูเปอร์โนวาของดาวฤกษ์^{[ 6 ]}จากการสังเกตนิวตริโนและรังสีแกมมาจากบลาซาร์TXS 0506+056ในปี 2018 นิวเคลียสกาแล็กซีที่ใช้งานอยู่ก็ดูเหมือนจะผลิตรังสีคอสมิกเช่นกัน^[⁷^]^[⁸^]

นิรุกติศาสตร์

คำว่ารังสี (เช่นรังสีแสง ) ดูเหมือนจะเกิดขึ้นจากความเชื่อเบื้องต้น เนื่องจากพลังการทะลุทะลวงของรังสีคอสมิก ว่ารังสีคอสมิกส่วนใหญ่เป็นรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า [ ^{9 ] อย่างไรก็ตาม}หลังจากการยอมรับอย่างกว้างขวางว่ารังสีคอสมิกเป็นอนุภาคพลังงานสูงต่างๆ ที่มีมวลในตัวคำว่า "รังสี" จึงสอดคล้องกับอนุภาคที่รู้จัก เช่นรังสีแคโทดรังสีคาแนล รังสีอัลฟาและรังสีเบตาในขณะเดียวกันโฟ ตอนของรังสีคอสมิก ซึ่งเป็นควอนตัมของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า (และดังนั้นจึงไม่มีมวลในตัว) เป็นที่รู้จักกันในชื่อสามัญ เช่นรังสีแกมมาหรือรังสีเอ็กซ์ขึ้นอยู่กับพลังงานของโฟตอน

องค์ประกอบ

รังสีคอสมิกปฐมภูมิ ซึ่งมีต้นกำเนิดอยู่นอกชั้นบรรยากาศของโลก ประมาณ 99% เป็นนิวเคลียสเปล่าของอะตอมทั่วไป (ที่ถูกดึงเอาเปลือกอิเล็กตรอนออกไป) และประมาณ 1% เป็นอิเล็กตรอนเดี่ยว (นั่นคืออนุภาคเบตา ชนิดหนึ่ง ) ในบรรดานิวเคลียส ประมาณ 90% เป็นโปรตอน ธรรมดา (เช่น นิวเคลียสของไฮโดรเจน) 9% เป็นอนุภาคอัลฟาซึ่งเหมือนกับนิวเคลียสของฮีเลียม และ 1% เป็นนิวเคลียสของธาตุหนักกว่า เรียกว่าไอออน HZE [ ^{10 ] สัดส่วน}เหล่านี้แตกต่างกันอย่างมากในช่วงพลังงานของรังสีคอสมิก^{[ 11 ]}อนุภาคปฏิส สารที่มีเสถียรภาพ เช่นโพซิตรอนหรือแอนติโปรตอน มีเพียงส่วนน้อยมาก ลักษณะที่แน่นอนของส่วนที่เหลือนี้เป็นหัวข้อการวิจัยที่กำลังดำเนินอยู่ การค้นหา อนุภาคแอนติอัลฟาจากวงโคจรของโลกในปี 2019 ^{[ 12 ]}ยังไม่พบหลักฐานที่ชัดเจน

เมื่อกระทบกับชั้นบรรยากาศ รังสีคอสมิกจะระเบิดอะตอมอย่างรุนแรงให้กลายเป็นอนุภาคอื่นๆ ทำให้เกิดไพอนและมิวออน จำนวนมาก (ซึ่งเกิดจากการสลายตัวของไพอนที่มีประจุ ซึ่งมีครึ่งชีวิตสั้น) รวมถึงนิวตริโนด้วย^{[ 13 ]}องค์ประกอบ ของ นิวตรอนในอนุภาคแคสเคดจะเพิ่มขึ้นในระดับความสูงที่ต่ำลง โดยจะอยู่ระหว่าง 40% ถึง 80% ของรังสีที่ระดับความสูงของเครื่องบิน^{[ 14 ]}

ในบรรดารังสีคอสมิกทุติยภูมิ ไพอนที่มีประจุซึ่งเกิดจากรังสีคอสมิกปฐมภูมิในชั้นบรรยากาศจะสลายตัวอย่างรวดเร็วและปล่อยมิวออนออกมา มิวออนเหล่านี้ไม่ต่างจากไพอนตรงที่ไม่ทำปฏิกิริยากับสสารอย่างรุนแรง และสามารถเดินทางผ่านชั้นบรรยากาศลงไปถึงใต้พื้นดินได้ อัตราการเคลื่อนที่ของมิวออนที่มาถึงพื้นผิวโลกนั้นอยู่ที่ประมาณหนึ่งตัวต่อวินาที ผ่านปริมาตรที่มีขนาดเท่าศีรษะของคนคนหนึ่ง^{[ 15 ]}ร่วมกับกัมมันตภาพรังสีตามธรรมชาติในท้องถิ่น มิวออนเหล่านี้เป็นสาเหตุสำคัญของการแตกตัวเป็นไอออนของชั้นบรรยากาศที่ระดับพื้นดิน ซึ่งเป็นสิ่งที่ดึงดูดความสนใจของนักวิทยาศาสตร์เป็นครั้งแรก นำไปสู่การค้นพบรังสีคอสมิกปฐมภูมิที่มาจากนอกชั้นบรรยากาศของเราในที่สุด

พลังงาน

รังสีคอสมิกเป็นที่สนใจอย่างมากทั้งในทางปฏิบัติ เนื่องจากก่อให้เกิดความเสียหายต่ออุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ขนาดเล็กและสิ่งมีชีวิตที่อยู่นอกเหนือการปกป้องของชั้นบรรยากาศและสนามแม่เหล็ก และในทางวิทยาศาสตร์ เนื่องจากมีการสังเกตพบว่า พลังงานของ รังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษที่ มีพลังงานมากที่สุดนั้นมีค่าสูงถึง 3 × 10¹⁸²⁰ eV^{[ 16 ]} (ซึ่งมากกว่า พลังงานออกแบบของอนุภาคที่เร่งความเร็วโดยLarge Hadron Collider)เท่า7เทราอิเล็กตรอน[TeV] (7.0×10¹²eV)^[¹⁷^] ) สามารถแสดงให้เห็นได้ว่าพลังงานมหาศาลเช่นนี้อาจเกิดขึ้นได้ด้วยกลไกการเร่งความเร็วแบบแรงเหวี่ยงในนิวเคลียสกาแล็กซีที่กำลังทำงานอยู่^{ที่ 50 จูล [J] (3.1 × 10 11 GeV) [} 18]รังสีคอสมิกพลังงานสูงพิเศษ^ที่มีพลังงานสูงสุด⁽^เช่นอนุภาคOMGที่บันทึกไว้ในปี 1991) มีพลังงานเทียบเท่ากับพลังงานจลน์ของที่ความเร็ว 90กิโลเมตรต่อชั่วโมง[km/h] (56ไมล์ต่อชั่วโมง)จากการค้นพบเหล่านี้ ทำให้เกิดความสนใจในการตรวจสอบรังสีคอสมิกที่มีพลังงานสูงกว่านี้^[¹⁹^]อย่างไรก็ตาม รังสีคอสมิกส่วนใหญ่ไม่มีพลังงานสูงขนาดนั้น การกระจายพลังงานของรังสีคอสมิกจะสูงสุดที่300เมกะอิเล็กตรอนโวลต์^[ MeV] (4.8×10⁻¹¹J)^[ 20^]

ประวัติศาสตร์

หลังจากการค้นพบกัมมันตภาพรังสีโดยอองรี เบคเคอเรลในปี พ.ศ. 2449 เป็นที่เชื่อกันโดยทั่วไปว่าไฟฟ้าในบรรยากาศการแตกตัวเป็นไอออนของอากาศเกิดจากรังสีจากธาตุกัมมันตรังสีในพื้นดินหรือก๊าซกัมมันตรังสีหรือไอโซโทปของเรดอนที่พวกมันผลิตขึ้น เท่านั้น ^{[ 21 ]}การวัดอัตราการแตกตัวเป็นไอออนที่เพิ่มขึ้นตามความสูงที่เพิ่มขึ้นเหนือพื้นดินในช่วงทศวรรษตั้งแต่ปี พ.ศ. 2443 ถึง พ.ศ. 2453 สามารถอธิบายได้ว่าเกิดจากการดูดซับรังสีไอออนไนซ์โดยอากาศที่อยู่ระหว่างนั้น^{[ 22 ]}

การค้นพบ

ในปี พ.ศ. 2452 Theodor Wulfได้พัฒนาเครื่องวัดไฟฟ้าซึ่งเป็นอุปกรณ์ที่ใช้วัดอัตราการผลิตไอออนภายในภาชนะที่ปิดสนิท และใช้มันเพื่อแสดงให้เห็นว่าระดับรังสีที่ยอดหอไอเฟล สูง กว่าที่ฐาน^{[ 23 ]}อย่างไรก็ตาม บทความของเขาที่ตีพิมพ์ในPhysikalische Zeitschriftไม่ได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวาง ในปี พ.ศ. 2454 Domenico Paciniได้สังเกตการเปลี่ยนแปลงของอัตราการแตกตัวเป็นไอออนพร้อมกันเหนือทะเลสาบ เหนือทะเล และที่ความลึก 3 เมตรจากผิวน้ำ Pacini สรุปจากการลดลงของกัมมันตภาพรังสีใต้น้ำว่าส่วนหนึ่งของการแตกตัวเป็นไอออนต้องเกิดจากแหล่งอื่นที่ไม่ใช่กัมมันตภาพรังสีของโลก^{[ 24 ]}

ในปี พ.ศ. 2455 วิคเตอร์ เฮสส์ได้นำเครื่องวัดไฟฟ้าวูล์ฟที่มีความแม่นยำสูง 3 เครื่อง^{[ 3 ]}ขึ้นไปที่ระดับความสูง 5,300 เมตร ใน การบิน บอลลูนอิสระเขาพบว่าอัตราการแตกตัวเป็นไอออนเพิ่มขึ้นเป็นสองเท่าของอัตราที่ระดับพื้นดิน^{[ 3 ]}เฮสส์ได้ตัดความเป็นไปได้ที่ดวงอาทิตย์จะเป็นแหล่งกำเนิดรังสีออกไป โดยการขึ้นบอลลูนในช่วงที่เกิดสุริยุปราคาเกือบเต็มดวง แม้ว่าดวงจันทร์จะบดบังรังสีที่มองเห็นได้ของดวงอาทิตย์ไปมาก แต่เฮสส์ก็ยังคงวัดรังสีที่เพิ่มขึ้นตามระดับความสูงที่เพิ่มขึ้น^{[ 3 ]}เขาสรุปว่า "ผลการสังเกตการณ์ดูเหมือนจะสามารถอธิบายได้ดีที่สุดโดยสมมติฐานที่ว่ารังสีที่มีพลังการทะลุทะลวงสูงมากเข้ามาจากด้านบนสู่ชั้นบรรยากาศของเรา" ^{[ 25 ]}ในปี พ.ศ. 2456-2457 เวอร์เนอร์ โคลฮอร์สเตอร์ได้ยืนยันผลลัพธ์ก่อนหน้านี้ของวิคเตอร์ เฮสส์ โดยการวัดอัตราเอนทาลปีของการแตกตัวเป็นไอออนที่เพิ่มขึ้นที่ระดับความสูง 9 กิโลเมตร^{[ 26 ]}^{[ 27 ]}

การเพิ่มขึ้นของการแตกตัวเป็นไอออนตามระดับความสูงที่วัดโดยเฮสส์ในปี 1912 (ซ้าย) และโดยโคลฮอร์สเตอร์ (ขวา)

เฮสได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี พ.ศ. 2479 จากการค้นพบของเขา^{[ 28 ]}^{[ 29 ]}

การระบุตัวตน

บรูโน รอสซีเขียนไว้ในปี 1964 ว่า:

ในช่วงปลายทศวรรษ 1920 และต้นทศวรรษ 1930 เทคนิคการบันทึกด้วยตนเองของอิเล็กโทรสโคปที่บรรทุกโดยบอลลูนขึ้นไปในชั้นบรรยากาศที่สูงที่สุดหรือจมลงไปในน้ำในระดับความลึกมาก ได้รับการพัฒนาให้สมบูรณ์แบบอย่างที่ไม่เคยมีมาก่อนโดยนักฟิสิกส์ชาวเยอรมันErich Regenerและกลุ่มของเขา นักวิทยาศาสตร์เหล่านี้เป็นหนี้บุญคุณต่อการวัดการแตกตัวเป็นไอออนของรังสีคอสมิกที่แม่นยำที่สุดเท่าที่เคยมีมา โดยขึ้นอยู่กับระดับความสูงและความลึก^{[ 30 ]}

เออร์เนสต์ รัทเทอร์ฟอร์ดกล่าวในปี พ.ศ. 2474 ว่า "ด้วยการทดลองอันยอดเยี่ยมของศาสตราจารย์มิลลิกัน และการทดลองที่ก้าวไกลยิ่งกว่าของศาสตราจารย์รีเจนเนอร์ ทำให้เราได้เส้นโค้งการดูดซับรังสีเหล่านี้ในน้ำเป็นครั้งแรก ซึ่งเราสามารถเชื่อถือได้อย่างปลอดภัย" ^{[ 31 ]}

ในช่วงทศวรรษ 1920 คำว่ารังสีคอสมิกถูกบัญญัติขึ้นโดยโรเบิร์ต มิลลิกันผู้ซึ่งทำการวัดการแตกตัวเป็นไอออนเนื่องจากรังสีคอสมิก ตั้งแต่ใต้น้ำลึกไปจนถึงระดับความสูง และทั่วโลก มิลลิกันเชื่อว่าการวัดของเขาพิสูจน์ได้ว่ารังสีคอสมิกหลักคือรังสีแกมมา กล่าวคือ โฟตอนที่มีพลังงานสูง และเขาเสนอทฤษฎีว่ารังสีเหล่านี้ถูกผลิตขึ้นในอวกาศระหว่างดาวฤกษ์เป็นผลพลอยได้จากการหลอมรวมของอะตอมไฮโดรเจนเป็นธาตุที่หนักกว่า และอิเล็กตรอน ทุติยภูมิ ถูกผลิตขึ้นในชั้นบรรยากาศโดยการกระเจิงแบบคอมป์ตันของรังสีแกมมา ในปี 1927 ขณะที่แล่นเรือจากชวาไปยังเนเธอร์แลนด์จาคอบ เคลย์พบหลักฐาน^{[ 32 ]}ซึ่งต่อมาได้รับการยืนยันในการทดลองหลายครั้ง ว่าความเข้มของรังสีคอสมิกเพิ่มขึ้นจากเขตร้อนไปจนถึงละติจูดกลาง ซึ่งบ่งชี้ว่ารังสีคอสมิกหลักถูกเบี่ยงเบนโดยสนามแม่เหล็กโลก ดังนั้นจึงต้องเป็นอนุภาคที่มีประจุ ไม่ใช่โฟตอน ในปี พ.ศ. 2462 BotheและKolhörsterค้นพบอนุภาคคอสมิกเรย์ที่มีประจุซึ่งสามารถทะลุผ่าน ทองคำได้ 4.1 ซม. ^{[ 33 ]}อนุภาคที่มีประจุที่มีพลังงานสูงเช่นนี้ไม่น่าจะเกิดขึ้นได้จากโฟตอนจากกระบวนการหลอมรวมระหว่างดวงดาวที่ Millikan เสนอ

ในปี พ.ศ. 2473 บรูโน รอสซีได้ทำนายถึงความแตกต่างระหว่างความเข้มของรังสีคอสมิกที่มาจากทิศตะวันออกและทิศตะวันตก ซึ่งขึ้นอยู่กับประจุของอนุภาคปฐมภูมิ หรือที่เรียกว่า "ปรากฏการณ์ตะวันออก-ตะวันตก" ^{[ 34 ]}การทดลองอิสระ 3 ครั้ง^{[ 35 ]}^{[ 36 ]}^{[ 37 ]}พบว่าความเข้มนั้นมากกว่าจากทิศตะวันตก ซึ่งพิสูจน์ได้ว่าอนุภาคปฐมภูมิส่วนใหญ่มีประจุบวก ในช่วงปี พ.ศ. 2473 ถึง พ.ศ. 2488 การวิจัยที่หลากหลายได้ยืนยันว่ารังสีคอสมิกปฐมภูมิส่วนใหญ่เป็นโปรตอน และรังสีทุติยภูมิที่เกิดขึ้นในชั้นบรรยากาศส่วนใหญ่เป็นอิเล็กตรอน โฟตอน และมิวออนในปี พ.ศ. 2491 การสังเกตการณ์ด้วยฟิล์มนิวเคลียร์ที่บรรทุกโดยบอลลูนไปยังบริเวณใกล้ผิวชั้นบรรยากาศแสดงให้เห็นว่าประมาณ 10% ของอนุภาคปฐมภูมิเป็นนิวเคลียสของฮีเลียม (อนุภาคอัลฟา) และ 1% เป็นนิวเคลียสของธาตุหนัก เช่น คาร์บอน เหล็ก และตะกั่ว^{[ 38 ]}^{[ 39 ]}

ระหว่างการทดสอบอุปกรณ์ของเขาสำหรับการวัดผลกระทบตะวันออก-ตะวันตก รอสซีสังเกตว่าอัตราการปล่อยประจุเกือบพร้อมกันของตัวนับไกเกอร์ สองตัวที่อยู่ห่างกันมาก นั้นมากกว่าอัตราอุบัติเหตุที่คาดไว้ ในรายงานเกี่ยวกับการทดลองของเขา รอสซีเขียนว่า "... ดูเหมือนว่าบางครั้งอุปกรณ์บันทึกจะถูกกระทบโดยอนุภาคจำนวนมาก ซึ่งทำให้เกิดการตรงกันระหว่างตัวนับ แม้ว่าจะวางอยู่ห่างกันมากก็ตาม" ^{[ 40 ]}ในปี พ.ศ. 2480 ปิแอร์ โอเจอร์ซึ่งไม่ทราบรายงานก่อนหน้านี้ของรอสซี ตรวจพบปรากฏการณ์เดียวกันและตรวจสอบอย่างละเอียด เขาได้สรุปว่าอนุภาคคอสมิกเรย์ปฐมภูมิพลังงานสูงมีปฏิสัมพันธ์กับนิวเคลียสของอากาศในชั้นบรรยากาศสูง เริ่มต้นปฏิกิริยาทุติยภูมิแบบต่อเนื่องซึ่งในที่สุดจะทำให้เกิดอนุภาคอิเล็กตรอนและโฟตอนที่ตกลงสู่พื้นดิน^{[ 41 ]}

นักฟิสิกส์ชาวโซเวียตSergei Vernovเป็นคนแรกที่ใช้เรดิโอซอนด์เพื่อทำการวัดรังสีคอสมิกด้วยเครื่องมือที่นำขึ้นไปที่ระดับความสูงโดยใช้บอลลูน เมื่อวันที่ 1 เมษายน พ.ศ. 2478 เขาทำการวัดที่ความสูงถึง 13.6 กิโลเมตรโดยใช้เครื่องวัดรังสีไกเกอร์ คู่หนึ่ง ในวงจรป้องกันการเกิดพร้อมกันเพื่อหลีกเลี่ยงการนับรังสีทุติยภูมิ^{[ 42 ]}^{[ 43 ]}

Homi J. Bhabhaได้พัฒนาสูตรสำหรับความน่าจะเป็นของการกระเจิงของโพซิตรอนโดยอิเล็กตรอน ซึ่งเป็นกระบวนการที่รู้จักกันในชื่อการกระเจิง ของ Bhabha บทความคลาสสิกของเขาร่วมกับWalter Heitlerที่ตีพิมพ์ในปี 1937 อธิบายว่ารังสีคอสมิกปฐมภูมิจากอวกาศมีปฏิสัมพันธ์กับชั้นบรรยากาศเบื้องบนอย่างไร ทำให้เกิดอนุภาคที่สังเกตได้ที่ระดับพื้นดิน Bhabha และ Heitler อธิบายการก่อตัวของฝนรังสีคอสมิกโดยการผลิตรังสีแกมมาและคู่ของอิเล็กตรอนบวกและลบแบบต่อเนื่อง^{[ 44 ]}^{[ 45 ]}

การกระจายพลังงาน

การวัดพลังงานและทิศทางการมาถึงของรังสีคอสมิกปฐมภูมิพลังงานสูงยิ่งยวดโดยใช้เทคนิคการสุ่มตัวอย่างความหนาแน่นและการจับเวลาอย่างรวดเร็วของฝักอากาศขนาดใหญ่ได้ดำเนินการครั้งแรกในปี พ.ศ. 2497 โดยสมาชิกของกลุ่มรังสีคอสมิก Rossi ที่สถาบันเทคโนโลยีแมสซาชูเซตส์ [ ^{46 ] การ}ทดลองนี้ใช้เครื่องตรวจจับการเรืองแสง 11 เครื่อง ที่จัดเรียงเป็นวงกลมขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 460 เมตร ณ สถานี Agassiz ของหอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ดจากงานนั้นและจากการทดลองอื่นๆ อีกมากมายที่ดำเนินการทั่วโลก ปัจจุบันเป็นที่ทราบกันว่าสเปกตรัมพลังงานของรังสีคอสมิกปฐมภูมิขยายออกไปเกิน 10 ²⁰ eV ปัจจุบันมีการทดลองฝักอากาศขนาดใหญ่ที่เรียกว่าโครงการ Augerซึ่งดำเนินการอยู่ที่ไซต์ในปัมปัสของอาร์เจนตินาโดยกลุ่มนักฟิสิกส์นานาชาติ โครงการนี้ริเริ่มโดยJames Croninผู้ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ประจำปี 1980 จากมหาวิทยาลัยชิคาโกและAlan Watsonจากมหาวิทยาลัยลีดส์และต่อมาโดยนักวิทยาศาสตร์จากกลุ่มความร่วมมือระหว่างประเทศ Pierre Auger จุดมุ่งหมายของพวกเขาคือการสำรวจคุณสมบัติและทิศทางการมาถึงของรังสีคอสมิกปฐมภูมิที่มีพลังงานสูงสุด^{[ 47 ]}คาดว่าผลลัพธ์จะมีนัยสำคัญต่อฟิสิกส์อนุภาคและจักรวาลวิทยา เนื่องจากข้อจำกัดทางทฤษฎีของGreisen–Zatsepin–Kuzminเกี่ยวกับพลังงานของรังสีคอสมิกจากระยะทางไกล (ประมาณ 160 ล้านปีแสง) ซึ่งเกิดขึ้นเหนือ 10 ²⁰ eV เนื่องจากการปฏิสัมพันธ์กับโฟตอนที่เหลือจากการระเบิดครั้งใหญ่ซึ่งเป็นต้นกำเนิดของจักรวาล ปัจจุบันหอดูดาว Pierre Auger กำลังอยู่ระหว่างการปรับปรุงเพื่อเพิ่มความแม่นยำและค้นหาหลักฐานสำหรับต้นกำเนิดของรังสีคอสมิกที่มีพลังงานสูงสุดซึ่งยังไม่ได้รับการยืนยัน

รังสีแกมมาพลังงานสูง ( โฟตอน >50 MeV) ถูกค้นพบในรังสีคอสมิกหลักโดยการทดลองของ MIT ที่ดำเนินการบนดาวเทียม OSO-3 ในปี 1967 ^{[ 48 ]}ส่วนประกอบที่มีต้นกำเนิดจากทั้งกาแล็กซีและนอกกาแล็กซีถูกระบุแยกกันที่ความเข้มที่น้อยกว่า 1% ของอนุภาคประจุหลักมาก นับตั้งแต่นั้นมา หอดูดาวรังสีแกมมาบนดาวเทียมจำนวนมากได้ทำการสำรวจท้องฟ้ารังสีแกมมา หอดูดาวล่าสุดคือหอดูดาวเฟอร์มิ ซึ่งได้สร้างแผนที่แสดงแถบความเข้มของรังสีแกมมาแคบๆ ที่เกิดจากแหล่งกำเนิดแบบแยกส่วนและแบบกระจายในกาแล็กซีของเรา และแหล่งกำเนิดนอกกาแล็กซีแบบจุดจำนวนมากที่กระจายอยู่ทั่วทรงกลมท้องฟ้า

การปรับเปลี่ยนพลังงานแสงอาทิตย์

ทฤษฎีการปรับเปลี่ยนพลังงานแสงอาทิตย์อธิบายว่าความเข้มของรังสีคอสมิกเปลี่ยนแปลงอย่างไรเมื่อเดินทางผ่านเฮลิโอสเฟียร์ โดยได้รับอิทธิพลจากลมสุริยะและสนามแม่เหล็ก^{[ 49 ]}วัฏจักรสุริยะทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงในสนามแม่เหล็กของลมสุริยะซึ่งรังสีคอสมิกแพร่กระจายมายังโลก การปรับเปลี่ยนพลังงานแสงอาทิตย์เป็นการเปลี่ยนแปลงกึ่งคาบในความเข้มของรังสีคอสมิกที่เกิดจากวัฏจักรของกิจกรรมสุริยะ 11 ปีและ 22 ปี^{[ 50 ]}^{[ 51 ]}

สมการการขนส่งของพาร์เกอร์

สมการการขนส่งของพาร์เกอร์ (เรียกอีกอย่างว่าสมการพาร์เกอร์ ตามชื่อของยูจีน พาร์เกอร์ ) เป็นสมการจลนศาสตร์ที่อธิบายการเร่งความเร็วและการขนส่งของอนุภาคพลังงานสูงในพลาสมาทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมการนี้ประกอบด้วยพจน์การแพร่กระจายทั้งในปริภูมิพิกัดและในปริภูมิโมเมนตัม สมการนี้ใช้สำหรับการศึกษาการขนส่งของอนุภาคพลังงานสูง และกลไกการเร่งความเร็วของรังสีคอสมิกสามารถอนุมานได้จากสมการนี้ ( การเร่งความเร็วแบบช็อกแบบแพร่กระจาย ) สมการนี้ยังใช้ "เพื่อศึกษาการเร่งความเร็วของรังสีคอสมิกที่คลื่นกระแทกของซากซูเปอร์โนวา การเร่งความเร็วและการขนส่งของอนุภาคพลังงานสูงจากดวงอาทิตย์ที่คลื่นกระแทกที่ขับเคลื่อนโดยการปล่อยมวลโคโรนา และการเร่งความเร็วและการขนส่งของอนุภาคพลังงานสูงที่คลื่นกระแทกสิ้นสุดลมสุริยะ" ^{[ 52 ]}

สมการการขนส่งของ Parker ในมิติเดียวคือ: ^{[ 52 ]}

${\frac {\partial f}{\partial t}}+U{\frac {\partial f}{\partial x}}-{\frac {\partial }{\partial x}}\left(k{\frac {\partial f}{\partial x}}\right)-{\frac {p}{3}}{\frac {\partial U}{\partial x}}{\frac {\partial f}{\partial p}}-{\frac {1}{p^{2}}}{\frac {\partial }{\partial p}}\left(p^{2}D_{pp}{\frac {\partial f}{\partial p}}\right)=Q$

ที่ไหน:

$f(x,p,t)$ คือ ฟังก์ชันการกระจายตัวแบบรอบทิศทางของอนุภาคพลังงานสูง
$U$ คือความเร็วโดยรวมของพลาสมา (ของเหลว)
$k(x,p)$ คือค่าสัมประสิทธิ์การแพร่กระจายเชิงพื้นที่
$D_{pp}$ คือค่าสัมประสิทธิ์การแพร่ในปริภูมิโมเมนตัม
$Q$ เป็นคำหลัก
$p$ โมเมนตัม
$x$ คือตำแหน่ง
$t$ ถึงเวลาแล้ว

แหล่งที่มา

การคาดการณ์ในช่วงแรกเกี่ยวกับแหล่งกำเนิดของรังสีคอสมิก ได้แก่ ข้อเสนอในปี 1934 โดย Baade และZwickyที่เสนอว่ารังสีคอสมิกมีต้นกำเนิดมาจากซูเปอร์โนวา^{[ 53 ]}ข้อเสนอในปี 1948 โดยHorace W. Babcockเสนอว่าดาวแปรแสงแม่เหล็กอาจเป็นแหล่งกำเนิดของรังสีคอสมิก^{[ 54 ]}ต่อมา Sekido et al. (1951) ได้ระบุเนบิวลาปูว่าเป็นแหล่งกำเนิดของรังสีคอสมิก^{[ 55 ]}นับตั้งแต่นั้นมา แหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกที่มีศักยภาพหลากหลายก็เริ่มปรากฏขึ้น รวมถึงซูเปอร์โนวานิวเคลียสดาราจักรที่แอคทีฟ ควอซาร์และการระเบิดรังสีแกมมา^{[ 56 ]}

แหล่งกำเนิดรังสีไอออนไนซ์ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์

การทดลองในภายหลังช่วยให้สามารถระบุแหล่งที่มาของรังสีคอสมิกได้อย่างแม่นยำยิ่งขึ้น ในปี 2552 บทความที่นำเสนอในการประชุมรังสีคอสมิกนานาชาติโดยนักวิทยาศาสตร์จากหอดูดาวปิแอร์ ออเจอร์ในอาร์เจนตินา แสดงให้เห็นว่ารังสีคอสมิกพลังงานสูงมากมีต้นกำเนิดมาจากตำแหน่งบนท้องฟ้าที่อยู่ใกล้กับกาแล็กซีวิทยุ เซนทอรัส เอ มาก แม้ว่าผู้เขียนจะระบุอย่างชัดเจนว่าจำเป็นต้องมีการตรวจสอบเพิ่มเติมเพื่อยืนยันว่าเซนทอรัส เอ เป็นแหล่งกำเนิดของรังสีคอสมิก^{[ 57 ]}อย่างไรก็ตาม ไม่พบความสัมพันธ์ระหว่างการเกิดการระเบิดของรังสีแกมมาและรังสีคอสมิก ทำให้ผู้เขียนกำหนดขีดจำกัดบนไว้ที่ต่ำเพียง 3.4 × 10 ⁻⁶erg ·cm ⁻²สำหรับฟลักซ์ของ รังสีคอสมิก 1 GeV – 1 TeVจากการระเบิดของรังสีแกมมา^[⁵⁸^]

ในปี 2009 มีการกล่าวว่าซูเปอร์โนวาถูก "ระบุ" ว่าเป็นแหล่งกำเนิดของรังสีคอสมิก ซึ่งเป็นการค้นพบโดยกลุ่มที่ใช้ข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มาก^{[ 59 ]}อย่างไรก็ตาม การวิเคราะห์นี้ถูกโต้แย้งในปี 2011 ด้วยข้อมูลจากPAMELAซึ่งเปิดเผยว่า "รูปร่างสเปกตรัมของ [นิวเคลียสไฮโดรเจนและฮีเลียม] แตกต่างกันและไม่สามารถอธิบายได้ดีด้วยกฎกำลังเดียว" ซึ่งชี้ให้เห็นถึงกระบวนการที่ซับซ้อนกว่าของการก่อตัวของรังสีคอสมิก^{[ 60 ]}อย่างไรก็ตาม ในเดือนกุมภาพันธ์ 2013 การวิจัยที่วิเคราะห์ข้อมูลจากFermiเปิดเผยผ่านการสังเกตการสลายตัวของไพอนกลางว่าซูเปอร์โนวาเป็นแหล่งกำเนิดของรังสีคอสมิกจริง ๆ โดยการระเบิดแต่ละครั้งผลิตรังสีคอสมิก ประมาณ 3 × 10 ⁴² – 3 × 10 ⁴³จูล^[⁵^]^[⁶^]

การเร่งความเร็วของแนวปะทะคลื่นกระแทก (แบบจำลองทางทฤษฎีสำหรับซูเปอร์โนวาและนิวเคลียสดาราจักรที่กำลังทำงาน): โปรตอนที่ตกกระทบจะถูกเร่งความเร็วระหว่างแนวปะทะคลื่นกระแทกสองแนว จนถึงระดับพลังงานของส่วนประกอบพลังงานสูงของรังสีคอสมิก

อย่างไรก็ตาม ซูเปอร์โนวาไม่ได้ผลิตรังสีคอสมิกทั้งหมด และสัดส่วนของรังสีคอสมิกที่พวกมันผลิตนั้นเป็นคำถามที่ไม่สามารถตอบได้หากไม่มีการตรวจสอบที่ลึกซึ้งกว่านี้^{[ 61 ]}เพื่ออธิบายกระบวนการจริงในซูเปอร์โนวาและนิวเคลียสกาแล็กซีที่ใช้งานอยู่ซึ่งเร่งอะตอมที่ถูกดึงออก นักฟิสิกส์ใช้การเร่งความเร็วของแนวหน้าคลื่นกระแทกเป็นข้อโต้แย้งที่น่าเชื่อถือ (ดูภาพด้านขวา)

ในปี 2017 คณะทำงาน Pierre Augerได้เผยแพร่การสังเกตพบความไม่สม่ำเสมอ เล็กน้อย ในทิศทางการมาถึงของรังสีคอสมิกที่มีพลังงานสูงสุด^{[ 62 ]}เนื่องจากศูนย์กลางกาแล็กซีอยู่ในบริเวณที่ขาดแคลน ความไม่สม่ำเสมอนี้จึงสามารถตีความได้ว่าเป็นหลักฐานสำหรับต้นกำเนิดนอกกาแล็กซีของรังสีคอสมิกที่มีพลังงานสูงสุด ซึ่งหมายความว่าต้องมีพลังงานการเปลี่ยนผ่านจากแหล่งกำเนิดในกาแล็กซีไปยังแหล่งกำเนิดนอกกาแล็กซี และอาจมีแหล่งกำเนิดรังสีคอสมิกประเภทต่างๆ ที่มีส่วนทำให้เกิดช่วงพลังงานที่แตกต่างกัน

ประเภท

รังสีคอสมิกสามารถแบ่งออกได้เป็นสองประเภท:

รังสีคอสมิกกาแล็กซี ( GCR ) และรังสีคอสมิกนอกกาแล็กซี กล่าวคือ อนุภาคพลังงานสูงที่กำเนิดจากนอกระบบสุริยะ และ
อนุภาคพลังงานแสงอาทิตย์คืออนุภาคพลังงานสูง (ส่วนใหญ่เป็นโปรตอน) ที่ปล่อยออกมาจากดวงอาทิตย์ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในปรากฏการณ์ปะทุของดวงอาทิตย์

อย่างไรก็ตาม คำว่า "รังสีคอสมิก" มักถูกใช้เพื่อหมายถึงเฉพาะรังสีที่มาจากนอกระบบสุริยะเท่านั้น

รังสีคอสมิกมีต้นกำเนิดมาจากรังสีคอสมิกปฐมภูมิ ซึ่งเป็นรังสีที่ผลิตขึ้นในกระบวนการทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ต่างๆ รังสีคอสมิกปฐมภูมิประกอบด้วยโปรตอนและอนุภาคอัลฟาเป็นหลัก (99%) โดยมีนิวเคลียสที่หนักกว่าจำนวนเล็กน้อย (≈1%) และโพซิตรอนและแอนติโปรตอนในสัดส่วนที่น้อยมาก^{[ 10 ]}รังสีคอสมิกทุติยภูมิ เกิดจากการสลายตัวของรังสีคอสมิกปฐมภูมิเมื่อกระทบกับชั้นบรรยากาศ ประกอบด้วยโฟตอนแฮดรอนและเลปตอนเช่นอิเล็กตรอนโพซิตรอน มิวออน และไพอนโดยสามอนุภาคหลังนี้ถูกตรวจพบครั้งแรกในรังสีคอสมิก

รังสีคอสมิกปฐมภูมิ

รังสีคอสมิกปฐมภูมิส่วนใหญ่มีต้นกำเนิดมาจากนอกระบบสุริยะและบางครั้งก็มาจากนอกกาแล็กซีทางช้างเผือกด้วย เมื่อพวกมันมีปฏิสัมพันธ์กับชั้นบรรยากาศของโลก พวกมันจะถูกเปลี่ยนเป็นอนุภาคทุติยภูมิ อัตราส่วนมวลของนิวเคลียสฮีเลียมต่อไฮโดรเจนอยู่ที่ 28% ซึ่งคล้ายกับ อัตราส่วน ความอุดมสมบูรณ์ของธาตุ ดั้งเดิม ของธาตุเหล่านี้ที่ 24% ^{[ 63 ]}ส่วนที่เหลือประกอบด้วยนิวเคลียสที่หนักกว่าอื่นๆ ซึ่งเป็นผลิตภัณฑ์สุดท้ายของการสังเคราะห์นิวเคลียสโดยทั่วไป ได้แก่ลิเธียมเบริลเลียมและโบรอนนิวเคลียสเหล่านี้ปรากฏในรังสีคอสมิกในปริมาณที่มากกว่า (≈1%) ในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ ซึ่งมีปริมาณเพียงประมาณ 10 ⁻³เท่า (ตามจำนวน) ของฮีเลียมรังสีคอสมิกที่ประกอบด้วยนิวเคลียสที่มีประจุหนักกว่าฮีเลียมเรียกว่าไอออน HZEเนื่องจากประจุสูงและน้ำหนักมากของไอออน HZE การมีส่วนร่วมของพวกมันต่อปริมาณรังสี ของนักบินอวกาศ ในอวกาศจึงมีนัยสำคัญ แม้ว่าจะมีอยู่ค่อนข้างน้อยก็ตาม

ความแตกต่างของความอุดมสมบูรณ์นี้เป็นผลมาจากวิธีการก่อตัวของรังสีคอสมิกทุติยภูมิ นิวเคลียสของคาร์บอนและออกซิเจนชนกับสสารระหว่างดาวเพื่อสร้างลิเธียมเบริลเลียมและโบรอนซึ่งเป็นตัวอย่างของการแตกตัวของรังสีคอสมิกการแตกตัวยังเป็นสาเหตุให้เกิดความอุดมสมบูรณ์ของไอออน สแกนเดียมไทเทเนียมวานาเดียมและแมงกานีส ในรังสีคอสมิกที่เกิดจากการชนกันของนิวเคลียสเหล็กและนิกเกลกับสสารระหว่างดาว^[⁶⁴^]

ที่พลังงานสูง องค์ประกอบจะเปลี่ยนแปลงไป และนิวเคลียสที่หนักกว่าจะมีปริมาณมากกว่าในช่วงพลังงานบางช่วง การทดลองในปัจจุบันมุ่งเน้นไปที่การวัดองค์ประกอบที่พลังงานสูงให้มีความแม่นยำยิ่งขึ้น

ปฏิสสารรังสีคอสมิกปฐมภูมิ

การทดลองจากดาวเทียมพบหลักฐานของโพซิตรอนและแอนติโปรตอนจำนวนเล็กน้อยในรังสีคอสมิกปฐมภูมิ ซึ่งคิดเป็นสัดส่วนน้อยกว่า 1% ของอนุภาคทั้งหมดในรังสีคอสมิกปฐมภูมิ อนุภาคเหล่านี้ดูเหมือนจะไม่ใช่ผลผลิตจากปฏิสสารจำนวนมากจากบิ๊กแบง หรือแม้แต่ปฏิสสารที่ซับซ้อนในจักรวาล แต่ดูเหมือนจะประกอบด้วยอนุภาคพื้นฐานเพียงสองชนิดนี้เท่านั้น ซึ่งถูกสร้างขึ้นใหม่ในกระบวนการที่มีพลังงานสูง

ผลเบื้องต้นจากเครื่องวัดสเปกตรัมแม่เหล็กอัลฟา ( AMS-02 ) ที่กำลังใช้งานอยู่บนสถานีอวกาศนานาชาติแสดงให้เห็นว่าโพซิตรอนในรังสีคอสมิกมาถึงโดยไม่มีทิศทาง ในเดือนกันยายน 2014 มีการนำเสนอผลลัพธ์ใหม่ที่มีข้อมูลเกือบสองเท่าในการบรรยายที่ CERN และตีพิมพ์ใน Physical Review Letters ^{[ 65 ]}^{[ 66 ]}มีการรายงานการวัดเศษส่วนโพซิตรอนใหม่ที่พลังงานสูงถึง 500 GeV ซึ่งแสดงให้เห็นว่าเศษส่วนโพซิตรอนสูงสุดอยู่ที่ประมาณ 16% ของเหตุการณ์อิเล็กตรอน+โพซิตรอนทั้งหมด ที่พลังงานประมาณ275 ± 32 GeVที่พลังงานสูงขึ้นไปจนถึง 500 GeV อัตราส่วนของโพซิตรอนต่ออิเล็กตรอนเริ่มลดลงอีกครั้ง ฟลักซ์สัมบูรณ์ของโพซิตรอนก็เริ่มลดลงก่อน 500 GeV เช่นกัน แต่สูงสุดที่พลังงานสูงกว่าพลังงานของอิเล็กตรอนมาก ซึ่งสูงสุดที่ประมาณ 10 GeV ^{[ 67 ]}ผลลัพธ์เหล่านี้จากการตีความได้รับการเสนอแนะว่าเกิดจากการผลิตโพซิตรอนในเหตุการณ์การทำลายล้างของอนุภาคสสารมืดมวล มาก ^{[ 68 ]}

แอนติโปรตอนจากรังสีคอสมิกยังมีพลังงานเฉลี่ยสูงกว่าโปรตอนจากสสารปกติมาก พวกมันมาถึงโลกด้วยพลังงานสูงสุดที่ 2 GeV ซึ่งบ่งชี้ว่าการผลิตของพวกมันนั้นแตกต่างจากโปรตอนจากรังสีคอสมิกโดยพื้นฐาน ซึ่งโดยเฉลี่ยแล้วมีพลังงานเพียงหนึ่งในหกเท่านั้น^{[ 69 ]}

ไม่มีหลักฐานของนิวเคลียสอะตอมปฏิสสารที่ซับซ้อน เช่น นิวเคลียส แอนติฮีเลียม (เช่น อนุภาคแอนติอัลฟา) ในรังสีคอสมิก กำลังมีการค้นหาอย่างจริงจัง ต้นแบบของAMS-02ที่กำหนดชื่อเป็นAMS-01ถูกส่งขึ้นสู่อวกาศบนกระสวยอวกาศดิสคัฟเวอรีในภารกิจ STS-91ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2541 โดยการไม่ตรวจพบแอนติฮีเลียมเลย AMS- 01ได้กำหนดขีดจำกัดบนของอัตราส่วนฟลักซ์แอนติฮีเลียมต่อฮีเลียมไว้ ที่ 1.1 × 10 ⁻⁶^[⁷⁰^]

ดวงจันทร์ในรังสีคอสมิก

เงารังสีคอสมิกของดวงจันทร์ปรากฏ ให้เห็นในรูปของมิวออนทุติยภูมิที่ตรวจพบที่ระดับความลึก 700 เมตรใต้พื้นดิน โดยเครื่องตรวจจับซูดาน 2

ดวงจันทร์ที่มองเห็นได้จากหอดูดาวรังสีแกมมาคอมป์ตันในรูปของรังสีแกมมาที่มีพลังงานมากกว่า 20 MeV ซึ่งเกิดจากการชนของรังสีคอสมิกบนพื้นผิวของดวงจันทร์^{[ 71 ]}

รังสีคอสมิกทุติยภูมิ

เมื่อรังสีคอสมิกเข้าสู่ชั้นบรรยากาศของโลกรังสีเหล่านั้นจะชนกับอะตอมและโมเลกุลโดยส่วนใหญ่จะเป็นออกซิเจนและไนโตรเจน ปฏิกิริยานี้ก่อให้เกิดอนุภาคที่เบากว่าจำนวนมาก ซึ่งเรียกว่ารังสีทุติยภูมิแบบฝนดาวตกในอากาศ ซึ่งรวมถึงรังสีเอ็กซ์โปรตอน อนุภาคอัลฟา ไพอน มิวออน อิเล็กตรอน นิวตริโน และนิวตรอน^{[ 72} ] อนุภาคทุติยภูมิทั้งหมดที่เกิดจากการชนจะเคลื่อนที่ต่อไปตามเส้นทางภายใน ^ระยะประมาณหนึ่งองศาจากเส้นทางเดิมของอนุภาคปฐมภูมิ

อนุภาคทั่วไปที่เกิดขึ้นในการชนกันดังกล่าว ได้แก่ นิวตรอนและเมซอน ที่มีประจุ เช่น ไพอนบวกหรือลบ และเคออนอนุภาคเหล่านี้บางส่วนจะสลายตัวต่อไปเป็นมิวออนและนิวตริโน ซึ่งสามารถเดินทางมาถึงพื้นผิวโลกได้ มิวออนพลังงานสูงบางส่วนสามารถทะลุทะลวงเข้าไปในเหมืองตื้นได้เป็นระยะทางไกล และนิวตริโนส่วนใหญ่จะเคลื่อนที่ผ่านโลกโดยไม่มีปฏิกิริยาเพิ่มเติม อนุภาคอื่นๆ จะสลายตัวเป็นโฟตอน ซึ่งต่อมาก่อให้เกิดการปล่อยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า ดังนั้น นอกเหนือจากโฟตอนแล้ว อิเล็กตรอนและโพซิตรอนมักจะเป็นอนุภาคหลักในฝนอนุภาคในอากาศ อนุภาคเหล่านี้รวมถึงมิวออนสามารถตรวจจับได้ง่ายโดยเครื่องตรวจจับอนุภาคหลายประเภท เช่นห้องเมฆ ห้องฟอง เครื่องตรวจจับเชเร นคอฟแบบน้ำหรือ เครื่องตรวจ จับแบบสั่นไหวการสังเกตเห็นฝนอนุภาคทุติยภูมิในเครื่องตรวจจับหลายตัวพร้อมกัน เป็นการบ่งชี้ว่าอนุภาคทั้งหมดมาจากเหตุการณ์นั้น

รังสีคอสมิกที่พุ่งชนวัตถุในระบบสุริยะอื่น ๆ จะถูกตรวจจับได้โดยอ้อมจากการสังเกตการปล่อยรังสีแกมมาพลังงานสูงโดยกล้องโทรทรรศน์รังสีแกมมา ซึ่งแตกต่างจากกระบวนการสลายตัวของกัมมันตรังสีตรงที่พลังงานสูงกว่าประมาณ 10 MeV

ฟลักซ์รังสีคอสมิก

ปริมาณรังสีคอสมิกที่พุ่งเข้ามาในชั้นบรรยากาศเบื้องบนนั้นขึ้นอยู่กับลมสุริยะ สนามแม่เหล็กโลกและพลังงานของรังสีคอสมิก ที่ระยะห่างประมาณ 94 หน่วยดาราศาสตร์จากดวงอาทิตย์ ลมสุริยะจะเกิดการเปลี่ยนแปลงที่เรียกว่าการกระแทกสิ้นสุด (termination shock ) จากความเร็วเหนือเสียงไปเป็นความเร็วต่ำกว่าเสียง บริเวณระหว่างการกระแทกสิ้นสุดและเฮลิโอพอสทำหน้าที่เป็นกำแพงกั้นรังสีคอสมิก ลดปริมาณรังสีที่พลังงานต่ำ (≤ 1 GeV) ลงประมาณ90% อย่างไรก็ตาม ความแรงของลมสุริยะไม่คงที่ ดังนั้นจึงมีการสังเกตว่าปริมาณรังสีคอสมิกมีความสัมพันธ์กับกิจกรรมของดวงอาทิตย์

นอกจากนี้ สนามแม่เหล็กโลกยังทำหน้าที่เบี่ยงเบนรังสีคอสมิกออกจากพื้นผิวโลก ส่งผลให้สังเกตได้ว่าปริมาณรังสีนั้นขึ้นอยู่กับละติจูดลองจิจูดและมุมอะซิมุธอย่างเห็น ได้ชัด

ผลกระทบรวมของปัจจัยทั้งหมดที่กล่าวถึงมีส่วนทำให้เกิดการไหลของรังสีคอสมิกที่พื้นผิวโลก ตารางความถี่อนุภาคต่อไปนี้มาถึงดาวเคราะห์^{[ 74 ]}และอนุมานจากรังสีพลังงานต่ำที่มาถึงพื้นดิน^{[ 75 ]}

พลังงานสัมพัทธ์ของอนุภาคและอัตราการเกิดรังสีคอสมิก
พลังงานอนุภาค ( eV )	อัตราอนุภาค (m ⁻² s ⁻¹ )
1 × 10 ⁹ ( GeV )	1 × 10 ⁴
1 × 10 ¹² ( TeV )	1
1 × 10 ¹⁶ (10 PeV )	1 × 10 ⁻⁷
1 × 10 ²⁰ (100 EeV )	1 × 10 ⁻¹⁵

ในอดีต เชื่อกันว่าฟลักซ์รังสีคอสมิกยังคงค่อนข้างคงที่เมื่อเวลาผ่านไป อย่างไรก็ตาม การวิจัยล่าสุดชี้ให้เห็นถึงการเปลี่ยนแปลงของฟลักซ์รังสีคอสมิกในระดับหนึ่งพันครึ่งถึงสองเท่าในช่วงสี่หมื่นปีที่ผ่านมา^{[ 76 ]}

ขนาดของพลังงานของฟลักซ์รังสีคอสมิกในอวกาศระหว่างดาวนั้นเทียบได้กับพลังงานอื่นๆ ในอวกาศลึก: ความหนาแน่นของพลังงานรังสีคอสมิกโดยเฉลี่ยอยู่ที่ประมาณ 1 อิเล็กตรอนโวลต์ต่อลูกบาศก์เซนติเมตรของอวกาศระหว่างดาว หรือ ≈1 eV/cm³ ^ซึ่งเทียบได้กับความหนาแน่นของพลังงานแสงดาวที่มองเห็นได้ที่ 0.3 eV/cm³ ^ความ หนาแน่นของ พลังงานสนามแม่เหล็กกาแล็กซี (สมมติว่า 3 ไมโครเกาส์) ซึ่งอยู่ที่ ≈0.25 eV/cm³ ^หรือความ หนาแน่นของพลังงานรังสี พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล (CMB) ที่ ≈0.25 eV ^/^cm³^[ 77 ^]

วิธีการตรวจจับ

วิธีการตรวจจับหลักๆ มีสองประเภท ประเภทแรกคือการตรวจจับรังสีคอสมิกปฐมภูมิโดยตรงในอวกาศหรือที่ระดับความสูงมากโดยใช้เครื่องมือที่ติดตั้งบนบอลลูน ประเภทที่สองคือการตรวจจับอนุภาคทุติยภูมิโดยอ้อม เช่น ฝักบัวอากาศขนาดใหญ่ที่พลังงานสูงกว่า แม้ว่าจะมีการเสนอและสร้างต้นแบบสำหรับการตรวจจับฝักบัวอากาศในอวกาศและบนบอลลูนแล้วก็ตาม แต่ปัจจุบันการทดลองที่ดำเนินการอยู่สำหรับรังสีคอสมิกพลังงานสูงนั้นอยู่บนพื้นดิน โดยทั่วไปการตรวจจับโดยตรงมีความแม่นยำมากกว่าการตรวจจับโดยอ้อม อย่างไรก็ตาม ฟลักซ์ของรังสีคอสมิกจะลดลงตามพลังงาน ซึ่งเป็นอุปสรรคต่อการตรวจจับโดยตรงในช่วงพลังงานที่สูงกว่า 1 PeV ทั้งการตรวจจับโดยตรงและโดยอ้อมนั้นสามารถทำได้ด้วยเทคนิคหลายวิธี

การตรวจจับโดยตรง

การตรวจจับโดยตรงนั้นเป็นไปได้ด้วยเครื่องตรวจจับอนุภาคทุกชนิดบนสถานีอวกาศนานาชาติ (ISS)บนดาวเทียม หรือบอลลูนระดับสูง อย่างไรก็ตาม มีข้อจำกัดด้านน้ำหนักและขนาดที่ทำให้ตัวเลือกของเครื่องตรวจจับมีจำกัด

ตัวอย่างของเทคนิคการตรวจจับโดยตรงคือวิธีการที่ใช้ร่องรอยนิวเคลียร์ซึ่งพัฒนาโดย Robert Fleischer, P. Buford PriceและRobert M. Walkerสำหรับใช้ในบอลลูนระดับสูง^{[ 78 ]}ในวิธีการนี้ แผ่นพลาสติกใส เช่น โพลีคาร์บอเนต Lexan หนา 0.25 มม.จะถูกวางซ้อนกันและสัมผัสกับรังสีคอสมิกโดยตรงในอวกาศหรือระดับความสูง ประจุนิวเคลียร์ทำให้เกิดการแตกของพันธะเคมีหรือการแตกตัวเป็นไอออนในพลาสติก ที่ด้านบนของกองพลาสติก การแตกตัวเป็นไอออนจะน้อยกว่าเนื่องจากความเร็วของรังสีคอสมิกสูง เมื่อความเร็วของรังสีคอสมิกลดลงเนื่องจากการชะลอตัวในกอง การแตกตัวเป็นไอออนจะเพิ่มขึ้นตามเส้นทาง แผ่นพลาสติกที่ได้จะถูก "กัดกร่อน" หรือละลายอย่างช้าๆ ใน สารละลาย โซเดียมไฮ ดรอกไซด์ที่เป็นด่างอุ่น ซึ่งจะกำจัดวัสดุพื้นผิวในอัตราที่ช้าและทราบได้ โซเดียมไฮดรอกไซด์ที่เป็นด่างจะละลายพลาสติกในอัตราที่เร็วกว่าตามเส้นทางของพลาสติกที่แตกตัวเป็นไอออน ผลลัพธ์สุทธิคือหลุมกัดกร่อนรูปกรวยในพลาสติก วัดขนาดหลุมกัดเซาะด้วยกล้องจุลทรรศน์กำลังสูง (โดยทั่วไปคือ 1600 เท่า แบบแช่น้ำมัน) และพล็อตอัตราการกัดเซาะเป็นฟังก์ชันของความลึกในชั้นพลาสติกที่ซ้อนกัน

เทคนิคนี้สร้างเส้นโค้งเฉพาะสำหรับนิวเคลียสอะตอมแต่ละตัวตั้งแต่ 1 ถึง 92 ทำให้สามารถระบุทั้งประจุและพลังงานของรังสีคอสมิกที่ผ่านชั้นพลาสติกได้ ยิ่งการแตกตัวเป็นไอออนตามเส้นทางกว้างขวางมากเท่าใด ประจุก็ยิ่งสูงขึ้นเท่านั้น นอกจากใช้ในการตรวจจับรังสีคอสมิกแล้ว เทคนิคนี้ยังใช้ในการตรวจจับนิวเคลียสที่เกิดขึ้นจากปฏิกิริยาฟิชชันนิวเคลียร์อีก ด้วย

การตรวจจับทางอ้อม

ปัจจุบันมีวิธีการตรวจจับรังสีคอสมิกจากภาคพื้นดินหลายวิธี ซึ่งสามารถแบ่งออกเป็นสองประเภทหลัก ได้แก่ การตรวจจับอนุภาคทุติยะที่ก่อให้เกิดฝักบัวอากาศขนาดใหญ่ (EAS) โดยใช้เครื่องตรวจจับอนุภาคประเภทต่างๆ และการตรวจจับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่ปล่อยออกมาจาก EAS ในชั้นบรรยากาศ

อาร์เรย์ฝักบัวอากาศขนาดใหญ่ที่สร้างจากตัวตรวจจับอนุภาคจะวัดอนุภาคที่มีประจุซึ่งผ่านเข้ามา อาร์เรย์ EAS สามารถสังเกตพื้นที่กว้างของท้องฟ้าและสามารถทำงานได้มากกว่า 90% ของเวลา อย่างไรก็ตาม ความสามารถในการแยกผลกระทบพื้นหลังออกจากรังสีคอสมิกนั้นด้อยกว่ากล้องโทรทรรศน์ Cherenkov ในอากาศอาร์เรย์ EAS ที่ทันสมัยส่วนใหญ่ใช้ตัวเรืองแสง พลาสติก นอกจากนี้ยังใช้น้ำ (ของเหลวหรือน้ำแข็ง) เป็นตัวกลางในการตรวจจับซึ่งอนุภาคจะผ่านและสร้างรังสี Cherenkovเพื่อให้สามารถตรวจจับได้^{[ 79 ]}ดังนั้น อาร์เรย์หลายแห่งจึงใช้ตัวตรวจจับ Cherenkov ในน้ำ/น้ำแข็งเป็นทางเลือกหรือเพิ่มเติมจากตัวเรืองแสง ด้วยการรวมตัวตรวจจับหลายตัว อาร์เรย์ EAS บางแห่งจึงมีความสามารถในการแยกแยะมิวออนออกจากอนุภาคทุติยภูมิที่เบากว่า (โฟตอน อิเล็กตรอน โพซิตรอน) สัดส่วนของมิวออนในบรรดาอนุภาคทุติยภูมิเป็นวิธีดั้งเดิมวิธีหนึ่งในการประมาณองค์ประกอบมวลของรังสีคอสมิกปฐมภูมิ

วิธีการตรวจจับอนุภาคทุติยภูมิแบบดั้งเดิมที่ยังคงใช้เพื่อการสาธิตนั้นเกี่ยวข้องกับการใช้ห้องเมฆ^{[ 80 ]}เพื่อตรวจจับมิวออนทุติยภูมิที่เกิดขึ้นเมื่อไพอนสลายตัว ห้องเมฆโดยเฉพาะสามารถสร้างได้จากวัสดุที่หาได้ทั่วไปและสามารถสร้างได้แม้ในห้องปฏิบัติการของโรงเรียนมัธยม วิธีที่ห้าซึ่งเกี่ยวข้องกับห้องฟองอากาศสามารถใช้ตรวจจับอนุภาครังสีคอสมิกได้^{[ 81 ]}

เมื่อไม่นานมานี้ อุปกรณ์ CMOSใน กล้องสมาร์ ทโฟน ที่แพร่หลาย ได้รับการเสนอให้เป็นเครือข่ายแบบกระจายที่ใช้งานได้จริงเพื่อตรวจจับฝักอากาศจากรังสีคอสมิกพลังงานสูงยิ่งยวด^{[ 82 ]}แอปแรกที่ใช้ประโยชน์จากข้อเสนอนี้คือการทดลอง CRAYFIS (Cosmic RAYs Found in Smartphones) ^{[ 83 ]}^{[ 84 ]}ในปี 2017 ความร่วมมือ CREDO ( Cosmic-Ray Extremely Distributed Observatory ) ^{[ 85 ]}ได้เปิดตัวแอปโอเพนซอร์สเวอร์ชันแรกสำหรับอุปกรณ์ Android ตั้งแต่นั้นมา ความร่วมมือนี้ได้ดึงดูดความสนใจและการสนับสนุนจากสถาบันวิทยาศาสตร์ สถาบันการศึกษา และประชาชนทั่วโลก^{[ 86 ]}การวิจัยในอนาคตจะต้องแสดงให้เห็นว่าเทคนิคใหม่นี้สามารถแข่งขันกับอาร์เรย์ EAS เฉพาะทางได้ในด้านใดบ้าง

วิธีการตรวจจับวิธีแรกในหมวดที่สองเรียกว่ากล้องโทรทรรศน์เชอร์เรนคอฟในอากาศซึ่งออกแบบมาเพื่อตรวจจับ รังสีคอสมิกพลังงานต่ำ (<200 GeV) โดยการวิเคราะห์รังสีเชอร์เรนคอฟซึ่งสำหรับรังสีคอสมิกคือรังสีแกมมาที่ปล่อยออกมาเมื่อเดินทางเร็วกว่าความเร็วแสงในตัวกลางของมัน คือชั้นบรรยากาศ^{[ 87 ]}แม้ว่ากล้องโทรทรรศน์เหล่านี้จะดีมากในการแยกแยะระหว่างรังสีพื้นหลังและรังสีคอสมิก แต่ก็สามารถทำงานได้ดีเฉพาะในคืนที่ท้องฟ้าแจ่มใสโดยไม่มีแสงจันทร์ มีมุมมองที่แคบมาก และใช้งานได้เพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของเวลาเท่านั้น

วิธีที่สองตรวจจับแสงจากการเรืองแสงของไนโตรเจนที่เกิดจากการกระตุ้นไนโตรเจนในชั้นบรรยากาศโดยอนุภาคที่เคลื่อนที่ผ่านชั้นบรรยากาศ วิธีนี้มีความแม่นยำที่สุดสำหรับรังสีคอสมิกที่พลังงานสูงสุด โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อรวมกับอาร์เรย์ของเครื่องตรวจจับอนุภาค EAS ^{[ 88 ]}เช่นเดียวกับการตรวจจับแสงเชเรนคอฟ วิธีนี้จำกัดเฉพาะคืนที่ท้องฟ้าปลอดโปร่ง

อีกวิธีหนึ่งคือการตรวจจับคลื่นวิทยุที่ปล่อยออกมาจากฝักอนุภาคในชั้นบรรยากาศ เทคนิคนี้มีรอบการทำงานสูงคล้ายกับเครื่องตรวจจับอนุภาค ความแม่นยำของเทคนิคนี้ได้รับการปรับปรุงในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา ดังที่แสดงให้เห็นจากการทดลองต้นแบบต่างๆ และอาจกลายเป็นทางเลือกในการตรวจจับแสงเชเรนคอฟและแสงฟลูออเรสเซนซ์ในชั้นบรรยากาศ อย่างน้อยก็ในระดับพลังงานสูง

ผลกระทบ

การเปลี่ยนแปลงทางเคมีในชั้นบรรยากาศ

รังสีคอสมิกทำให้โมเลกุลของไนโตรเจนและออกซิเจนในชั้นบรรยากาศแตกตัวเป็นไอออน ซึ่งนำไปสู่ปฏิกิริยาเคมีหลายอย่าง นอกจากนี้ รังสีคอสมิกยังเป็นสาเหตุของการเกิดไอโซโทปที่ไม่เสถียร หลายชนิดอย่างต่อเนื่อง เช่นคาร์บอน-14ในชั้นบรรยากาศของโลก ผ่านปฏิกิริยา:

n + ¹⁴ N → p + ¹⁴ C

รังสีคอสมิกทำให้ระดับคาร์บอน-14 ^{[ 89 ]}ในชั้นบรรยากาศคงที่โดยประมาณ (70 ตัน) เป็นเวลาอย่างน้อย 100,000 ปีที่ผ่านมาจนกระทั่งเริ่มมีการทดสอบอาวุธนิวเคลียร์บนพื้นดินในช่วงต้นทศวรรษ 1950 ข้อเท็จจริงนี้ถูกนำมาใช้ในการหา อายุด้วย คาร์บอนกัมมันตรังสี

ผลิตภัณฑ์ปฏิกิริยาของรังสีคอสมิกปฐมภูมิ ครึ่งชีวิตของไอโซโทปรังสี และปฏิกิริยาการผลิต

ไฮโดรเจน-1 (เสถียร): เกิดจาก การแตกตัวของไนโตรเจนและออกซิเจน และการสลายตัวของนิวตรอนจากการแตกตัวดังกล่าว
ฮีเลียม-3 (เสถียร): เกิดจากการแตกตัวหรือจากทริเทียม
ฮีเลียม-4 (เสถียร): เกิดการแตกตัวเป็นรังสีอัลฟา
ทริเทียม (12.3 ปี): ¹⁴ N(n, ³ H) ¹² C (spallation)
เบริลเลียม-7 (53.3 วัน)
เบริลเลียม-10 (1.39 ล้านปี): ¹⁴ N(n,p α) ¹⁰ Be (spallation)
คาร์บอน-14 (5730 ปี): ¹⁴ N(n, p) ¹⁴ C ( การกระตุ้นด้วยนิวตรอน )
โซเดียม-22 (2.6 ปี)
โซเดียม-24 (15 ชั่วโมง)
แมกนีเซียม-28 (20.9 ชั่วโมง)
ซิลิคอน-31 (2.6 ชั่วโมง)
ซิลิคอน-32 (101 ปี)
ฟอสฟอรัส-32 (14.3 วัน)
ซัลเฟอร์-35 (87.5 วัน)
ซัลเฟอร์-38 (2.84 ชั่วโมง)
คลอรีน 34 ม. (32 นาที)
คลอรีน-36 (300,000 ปี)
คลอรีน-38 (37.2 นาที)
คลอรีน-39 (56 นาที)
อาร์กอน-39 (269 ปี)
คริปตัน-85 (10.7 ปี) ^{[ 90 ]}

บทบาทในรังสีแวดล้อม

รังสีคอสมิกคิดเป็นเพียงส่วนน้อยของปริมาณรังสีที่มนุษย์ได้รับต่อปีบนโลก โดยเฉลี่ยอยู่ที่ 0.39 มิลลิซีเวอร์ต่อปี จากปริมาณรังสีทั้งหมด 3 มิลลิซีเวอร์ต่อปี (13% ของรังสีพื้นหลังทั้งหมด) สำหรับประชากรโลก อย่างไรก็ตาม ปริมาณรังสีพื้นหลังจากรังสีคอสมิกจะเพิ่มขึ้นตามระดับความสูง จาก 0.3 มิลลิซีเวอร์ต่อปีสำหรับพื้นที่ระดับน้ำทะเล ไปจนถึง 1.0 มิลลิซีเวอร์ต่อปีสำหรับเมืองที่อยู่สูงขึ้นไป ทำให้ปริมาณรังสีคอสมิกที่ได้รับเพิ่มขึ้นเป็นหนึ่งในสี่ของปริมาณรังสีพื้นหลังทั้งหมดสำหรับประชากรในเมืองเหล่านั้น ลูกเรือสายการบินที่บินในเส้นทางระยะไกลที่ระดับความสูงมาก อาจได้รับ รังสีเพิ่มขึ้น 2.2 มิลลิซีเวอร์ต่อปีเนื่องจากรังสีคอสมิก ซึ่งเกือบจะเพิ่มปริมาณรังสีไอออนไนซ์ทั้งหมดที่ได้รับเป็นสองเท่า

ปริมาณรังสีเฉลี่ยต่อปี ( มิลลิซีเวอร์ต )
รังสี		UNSCEAR ^{[ 91 ]}^{[ 92 ]}		พรินซ์ตัน^{[ 93 ]}	รัฐว้า^{[ 94 ]}	MEXT ^{[ 95 ]}	หมายเหตุ
พิมพ์	แหล่งที่มา	ค่าเฉลี่ยโลก	ช่วงทั่วไป	เรา	เรา	ญี่ปุ่น	หมายเหตุ
เป็นธรรมชาติ	อากาศ	1.26	0.2–10.0 ^เอ	2.29	2.00	0.40	โดยหลักมาจากเรดอน^(ก)ขึ้นอยู่กับการสะสมของก๊าซเรดอนภายในอาคาร
	ภายใน	0.29	0.2–1.0 ^ข.	0.16	0.40	0.40	^{(b) ส่วน}ใหญ่มาจากไอโซโทปรังสีในอาหาร ( ^40K , ^14Cเป็นต้น) ขึ้นอยู่กับอาหารที่รับประทาน
	พื้นดิน	0.48	0.3–1.0 ^ซม.	0.19	0.29	0.40	^(ค)ขึ้นอยู่กับองค์ประกอบของดินและวัสดุที่ใช้ในการก่อสร้างโครงสร้าง
	จักรวาล	0.39	0.3–1.0 ^วัน	0.31	0.26	0.30	^(d)โดยทั่วไปจะเพิ่มขึ้นตามระดับความสูง
	ยอดรวมย่อย	2.40	1.0–13.0	2.95	2.95	1.50
เทียม	ทางการแพทย์	0.60	0.03–2.0	3.00	0.53	2.30
	ฝุ่นผง	0.007	0–1+	–	–	0.01	ปริมาณกัมมันตรังสีตกค้างสูงสุดในปี 1963 (ก่อนสนธิสัญญาห้ามทดสอบนิวเคลียร์บางส่วน ) และเพิ่มขึ้นอีกในปี 1986ปัจจุบันยังคงอยู่ในระดับสูงใกล้กับสถานที่ทดสอบและเกิดอุบัติเหตุนิวเคลียร์สำหรับสหรัฐอเมริกา กัมมันตรังสีตกค้างถูกรวมอยู่ในหมวดหมู่อื่นๆ ด้วย
	คนอื่น	0.0052	0–20	0.25	0.13	0.001	โดยเฉลี่ยแล้ว การได้รับรังสีจากการทำงานต่อปีอยู่ที่ 0.7 มิลลิซีเวอร์ต (mSv) คนงานเหมืองจะได้รับรังสีในปริมาณที่สูงกว่าประชากรที่อาศัยอยู่ใกล้โรงไฟฟ้านิวเคลียร์จะได้รับรังสีเพิ่มขึ้นอีกประมาณ 0.02 มิลลิซีเวอร์ตต่อปี
	ยอดรวมย่อย	0.6	0 ถึง สิบ	3.25	0.66	2.311
ทั้งหมด		3.00	0 ถึง สิบ	6.20	3.61	3.81

ตัวเลขเหล่านี้เป็นข้อมูลก่อนเกิดภัยพิบัติโรงไฟฟ้านิวเคลียร์ฟุกุชิมะไดอิจิ ค่าที่มนุษย์สร้างขึ้นโดย UNSCEAR มาจากสถาบันวิทยาศาสตร์รังสีแห่งชาติของญี่ปุ่น ซึ่งได้สรุปข้อมูลจาก UNSCEAR

ผลกระทบต่ออุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์

รังสีคอสมิกมีพลังงานเพียงพอที่จะเปลี่ยนแปลงสถานะของส่วนประกอบวงจรในวงจรรวม อิเล็กทรอนิกส์ ทำให้เกิดข้อผิดพลาดชั่วคราว (เช่น ข้อมูลที่เสียหายในอุปกรณ์หน่วยความจำอิเล็กทรอนิกส์หรือประสิทธิภาพการทำงานที่ไม่ถูกต้องของCPU ) ซึ่งมักเรียกว่า " ข้อผิดพลาดแบบอ่อน " ปัญหานี้เป็นปัญหาในอุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ที่ระดับความสูงมาก เช่น ในดาวเทียมแต่เนื่องจากทรานซิสเตอร์มีขนาดเล็ลงเรื่อยๆ ปัญหานี้จึงกลายเป็นเรื่องที่น่ากังวลมากขึ้นในอุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ระดับพื้นดินเช่นกัน^[⁹⁶^]การศึกษาโดยIBMในช่วงทศวรรษ 1990 ชี้ให้เห็นว่าโดยทั่วไปคอมพิวเตอร์จะประสบกับข้อผิดพลาดที่เกิดจากรังสีคอสมิกประมาณหนึ่งครั้งต่อ RAM 256 เมกะไบต์ต่อเดือน^[⁹⁷^]เพื่อบรรเทาปัญหานี้บริษัท Intelได้เสนอเครื่องตรวจจับรังสีคอสมิกที่สามารถรวมเข้ากับไมโครโปรเซสเซอร์ ความหนาแน่นสูงในอนาคต ทำให้โปรเซสเซอร์สามารถทำซ้ำคำสั่งสุดท้ายหลังจากเหตุการณ์รังสีคอสมิก^[⁹⁸^]หน่วยความจำ ECCใช้เพื่อป้องกันข้อมูลจากการเสียหายของข้อมูลที่เกิดจากรังสีคอสมิก

ในปี พ.ศ. 2551 ความเสียหายของข้อมูลในระบบควบคุมการบินทำให้ เครื่องบิน แอร์บัส A330 ตกกระแทกพื้น สองครั้งเป็นระยะทางหลายร้อยฟุตส่งผลให้ผู้โดยสารและลูกเรือหลายคนได้รับบาดเจ็บ มีการตรวจสอบรังสีคอสมิกและสาเหตุอื่นๆ ที่อาจทำให้ข้อมูลเสียหาย แต่ในที่สุดก็ตัดความเป็นไปได้ดังกล่าวออกไป^{[ 99 ]}

ในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2563 นักวิทยาศาสตร์รายงานว่ารังสีไอออนไนซ์จากวัสดุกัมมันตรังสีในสิ่งแวดล้อมและรังสีคอสมิกอาจจำกัด เวลา การคงสภาพของคิวบิต ได้อย่างมาก หากคิวบิตไม่ได้รับการป้องกันอย่างเพียงพอ ซึ่งอาจมีความสำคัญต่อการสร้าง คอมพิวเตอร์ควอนตัมตัวนำยิ่งยวดที่ทนต่อข้อผิดพลาดในอนาคต^{[ 100 ]}^{[ 101 ]}^{[ 102 ]}

ความสำคัญต่อการเดินทางในอวกาศ

รังสีคอสมิกจากกาแล็กซีเป็นหนึ่งในอุปสรรคสำคัญที่สุดที่ขัดขวางแผนการเดินทางระหว่างดาวเคราะห์โดยยานอวกาศที่มีลูกเรือ รังสีคอสมิกยังเป็นภัยคุกคามต่ออุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ที่ติดตั้งบนยานสำรวจที่กำลังจะออกเดินทาง ในปี 2553 ความผิดพลาดบนยาน สำรวจอวกาศ วอยเอเจอร์ 2เกิดจากบิตพลิกกลับเพียงบิต เดียว ซึ่งอาจเกิดจากรังสีคอสมิก กลยุทธ์ต่างๆ เช่น การป้องกันทางกายภาพหรือทางแม่เหล็กสำหรับยานอวกาศได้รับการพิจารณาเพื่อลดความเสียหายต่ออุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์และมนุษย์ที่เกิดจากรังสีคอสมิก^{[ 103 ]}^{[ 104 ]}

เมื่อวันที่ 31 พฤษภาคม 2556 นักวิทยาศาสตร์ของ NASA รายงานว่าภารกิจส่งมนุษย์ไปดาวอังคารอาจมีความเสี่ยงด้านรังสีมากกว่าที่เคยเชื่อกัน โดยพิจารณาจากปริมาณรังสีอนุภาคพลังงาน สูง ที่ตรวจพบโดยRADบนยานMars Science Laboratoryขณะเดินทางจากโลกไปยังดาวอังคารในปี 2554–2555 ^{[ 105 ]}^{[ 106 ]}^{[ 107 ]}

การเปรียบเทียบปริมาณรังสี รวมถึงปริมาณที่ตรวจพบระหว่างการเดินทางจากโลกไปยังดาวอังคารโดยRADบนMSL (2011–2013) ^{[ 105 ]}^{[ 106 ]}^{[ 107 ]}

เมื่อบินที่ ความสูง 12 กิโลเมตร (39,000 ฟุต)ผู้โดยสารและลูกเรือของเครื่องบินโดยสารจะได้รับรังสีคอสมิกมากกว่าคนที่อยู่ระดับน้ำทะเล อย่างน้อย 10 เท่า เครื่องบินที่บินในเส้นทางขั้วโลกใกล้ขั้วแม่เหล็กโลกมีความเสี่ยงเป็นพิเศษ^[¹⁰⁸^]^[¹⁰⁹^]^[¹¹⁰^]

บทบาทในฟ้าผ่า

รังสีคอสมิกมีส่วนเกี่ยวข้องกับการกระตุ้นการแตกตัวทางไฟฟ้าในฟ้าผ่ามีการเสนอว่าฟ้าผ่าเกือบทั้งหมดถูกกระตุ้นผ่านกระบวนการสัมพัทธภาพหรือ " การแตกตัวแบบหนีรอด " ซึ่งเริ่มต้นจากอนุภาคทุติยภูมิของรังสีคอสมิก จากนั้นการพัฒนาการปล่อยประจุฟ้าผ่าจะเกิดขึ้นผ่านกลไก "การแตกตัวแบบดั้งเดิม" ^{[ 111 ]}

บทบาทที่คาดการณ์ไว้ในการเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศ

บทบาทของรังสีคอสมิกในสภาพภูมิอากาศได้รับการเสนอแนะโดยEdward P. Neyในปี 1959 ^{[ 112 ]}และโดยRobert E. Dickinsonในปี 1975 ^{[ 113 ]}มีการตั้งสมมติฐานว่ารังสีคอสมิกอาจเป็นสาเหตุของการเปลี่ยนแปลงสภาพภูมิอากาศครั้งใหญ่และการสูญพันธุ์ครั้งใหญ่ในอดีต ตามที่ Adrian Mellott และ Mikhail Medvedev กล่าวไว้ วัฏจักร 62 ล้านปีในประชากรสิ่งมีชีวิตในทะเลมีความสัมพันธ์กับการเคลื่อนที่ของโลกเมื่อเทียบกับระนาบกาแล็กซีและการเพิ่มขึ้นของการสัมผัสกับรังสีคอสมิก^{[ 114 ]}นักวิจัยแนะนำว่าสิ่งนี้และการระดมยิงรังสีแกมมาที่เกิดจากซูเปอร์โนวาในท้องถิ่นอาจส่งผลต่ออัตรา การเกิดมะเร็งและ การกลายพันธุ์ และอาจเชื่อมโยงกับการเปลี่ยนแปลงที่สำคัญในสภาพภูมิอากาศของโลก และการสูญพันธุ์ครั้งใหญ่ในยุคออร์โดวิ เชีย น^[¹¹⁵^]^[¹¹⁶^]

เฮนริก สเวนส์มาร์กนักฟิสิกส์ชาวเดนมาร์กได้โต้แย้งอย่างเป็นที่ถกเถียงกันว่า เนื่องจากการเปลี่ยนแปลงของดวงอาทิตย์ส่งผลต่อฟลักซ์ของรังสีคอสมิกบนโลก จึงส่งผลต่ออัตราการก่อตัวของเมฆ และเป็นสาเหตุทางอ้อมของภาวะโลกร้อน [ ^{117 ] [}^{118 ] ส}เวนส์มาร์กเป็นหนึ่งในนักวิทยาศาสตร์หลายคนที่คัดค้านการประเมินทางวิทยาศาสตร์กระแสหลักเกี่ยวกับภาวะโลกร้อนอย่างเปิดเผย ซึ่งนำไปสู่ความกังวลว่าข้อเสนอที่ว่ารังสีคอสมิกเชื่อมโยงกับภาวะโลกร้อนอาจมีอคติทางอุดมการณ์มากกว่าที่จะอิงตามหลักวิทยาศาสตร์^{[ 119 ]}นักวิทยาศาสตร์คนอื่นๆ ได้วิพากษ์วิจารณ์สเวนส์มาร์กอย่างรุนแรงสำหรับงานที่หละหลวมและไม่สอดคล้องกัน ตัวอย่างหนึ่งคือการปรับข้อมูลเมฆที่ประเมินข้อผิดพลาดในข้อมูลเมฆระดับต่ำต่ำกว่าความเป็นจริง แต่ไม่ใช่ในข้อมูลเมฆระดับสูง^{[ 120 ]}อีกตัวอย่างหนึ่งคือ "การจัดการข้อมูลทางกายภาพที่ไม่ถูกต้อง" ส่งผลให้กราฟไม่แสดงความสัมพันธ์ตามที่กล่าวอ้าง^{[ 121 ]}แม้ว่า Svensmark จะยืนยันเช่นนั้น แต่รังสีคอสมิกจากกาแล็กซีก็ไม่มีอิทธิพลอย่างมีนัยสำคัญทางสถิติต่อการเปลี่ยนแปลงของปริมาณเมฆ^{[ 122 ]}และจากการศึกษาพบว่าไม่มีความสัมพันธ์เชิงสาเหตุกับการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิโลก^{[ 123 ]}

ปัจจัยที่อาจนำไปสู่การสูญพันธุ์ครั้งใหญ่

การศึกษาจำนวนหนึ่งได้ระบุถึงการทับซ้อนกันทางลำดับเวลาของกิจกรรมซูเปอร์โนวาที่อยู่ใกล้เคียงกับยุคการสูญพันธุ์ของสัตว์ทะเลขนาดใหญ่ ในช่วงปลาย ไพลโอซีน^[¹²⁴^]^[¹²⁵^]^[¹²⁶^]นักวิจัยบางคนตั้งสมมติฐานว่าการเพิ่มขึ้นของการได้รับรังสีที่เกี่ยวข้องอาจทำหน้าที่เป็นตัวขับเคลื่อนการสูญพันธุ์ของสิ่งมีชีวิตในทะเลแม้ว่าแนวคิดนี้ยังคงเป็นเพียงข้อสันนิษฐานและมีการโต้แย้งกันอยู่^[¹²⁷^]

บทบาทที่เป็นไปได้ในวิวัฒนาการทางชีววิทยา

รังสีคอสมิก ซึ่งเป็นรูปแบบหนึ่งของรังสีไอออนไนซ์ สามารถโต้ตอบกับโมเลกุลชีวภาพได้ ในทางทฤษฎี ^{[ 128 ]}นักวิจัยส่วนน้อยคาดการณ์ว่าการเปลี่ยนแปลงในระยะยาวหรือเป็นช่วงๆ ของฟลักซ์รังสีคอสมิก เช่น หลังจากการเกิดซูเปอร์โนวาในบริเวณใกล้เคียง^{[ 129 ]}หรือการเปลี่ยนแปลงในการป้องกันของเฮลิโอสเฟียร์หรือสนามแม่เหล็กโลก^{[ 130 ]}อาจส่งผลต่อกระบวนการวิวัฒนาการบนโลก^{[ 131 ]}

อนุภาคปฐมภูมิพลังงานสูงและแคสเคดทุติยภูมิของพวกมันสามารถก่อให้เกิดการแตกตัวเป็นไอออนและความเสียหายทางเคมีที่เพิ่ม อัตรา การกลายพันธุ์ พื้นฐาน ในสิ่งมีชีวิตที่สัมผัส^{[ 132 ]}การเปลี่ยนแปลงทางเคมีในบรรยากาศที่เกิดจากรังสีคอสมิก (เช่นการลดลงของโอโซนซึ่งส่งผลให้ ฟลักซ์ อัลตราไวโอเลต บนพื้นผิวเพิ่มขึ้น ) อาจเปลี่ยนแปลงแรงกดดันในการคัดเลือกและสภาวะทางนิเวศวิทยา^{[ 133 ]}งานวิจัยเชิงทฤษฎีจำนวนเล็กน้อยยังได้เสนอว่ารังสีที่มีอิทธิพลจากสนามแม่เหล็กหรือ รังสี โพลาไร ซ์สปิน อาจส่งผลต่ออัตราการก่อตัวหรือการทำลายของโมเลกุลไครัล แนวคิดนี้มักถูกกล่าวถึงในบริบทของการกำเนิดชีวิตหรือโฮโมไครัลลิตี้มากกว่าที่จะเป็นตัวขับเคลื่อนหลักของวิวัฒนาการระดับมหภาคใน ภายหลัง ^{[ 134 ]}

หลักฐานเชิงประจักษ์โดยตรงที่เชื่อมโยงความแปรผันของฟลักซ์รังสีคอสมิกกับรูปแบบวิวัฒนาการระดับมหภาคมีจำกัด การศึกษาในห้องปฏิบัติการและการสร้างแบบจำลองแสดงให้เห็นว่ารังสีไอออนไนซ์สามารถก่อให้เกิดความเสียหายและการกลายพันธุ์ในระดับโมเลกุล และ งานทาง ฟิสิกส์ดาราศาสตร์และ ธรณี เคมีได้บันทึกเหตุการณ์ของรังสีคอสมิกที่เพิ่มขึ้น แต่ยังขาดการสาธิตที่แข็งแกร่งและครอบคลุมหลายสาขาวิชา (เช่น ตัวบ่งชี้ทางธรณีเคมีที่สัมพันธ์กันตามเวลาและสัญญาณทางชีวภาพที่มีห่วงโซ่สาเหตุที่ชัดเจน) บทวิจารณ์ล่าสุดส่วนใหญ่ถือว่าวิวัฒนาการที่ขับเคลื่อนด้วยรังสีคอสมิกเป็นชุดสมมติฐานที่น่าเชื่อถือแต่ยังไม่ได้รับการพิสูจน์^{[ 131 ]}

การวิจัยและการทดลอง

มีโครงการวิจัยเกี่ยวกับรังสีคอสมิกหลายโครงการ ดังที่ระบุไว้ด้านล่างนี้

ฐานภาคพื้นดิน

ดาวเทียม

ลอยด้วยบอลลูน

เครื่องวัดแคลอรีไอออนไนเซชันแบบบางขั้นสูง
เบสส์
พลังงานและมวลของรังสีคอสมิก (CREAM)
HEAT (High Energy Antimatter Telescope)
เพอร์ไดซ์
TIGER ถูกเก็บถาวรเมื่อวันที่ 3 พฤษภาคม 2012 ที่Wayback Machine
TRACER (เครื่องตรวจจับรังสีคอสมิก)

ดูเพิ่มเติม

ผลกระทบต่อระบบประสาทส่วนกลางจากการได้รับรังสีระหว่างการเดินทางในอวกาศ – ผลกระทบของรังสีอวกาศต่อสมอง
ปรากฏการณ์ทางสายตาของรังสีคอสมิก
กัมมันตภาพรังสีในสิ่งแวดล้อม – กัมมันตภาพรังสีที่มีอยู่ตามธรรมชาติภายในโลก
รังสีคอสมิกนอกกาแล็กซี – ประเภทของรังสีคอสมิก
การลดลงของพุ่มไม้ – การลดลงของความเข้มของรังสีคอสมิก
กิลเบิร์ต เจอโรม เพอร์โลว์ – นักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน (ค.ศ. 1916–2007)
ภัยคุกคามต่อสุขภาพจากรังสีคอสมิก – มะเร็งที่เกิดจากการสัมผัสรังสีไอออนในระหว่างการเดินทางในอวกาศหน้าแสดงคำอธิบายสั้น ๆ ของเป้าหมายการเปลี่ยนเส้นทาง
หน่วยเทียบเท่าปริมาณน้ำในมิเตอร์ – หน่วยในฟิสิกส์นิวเคลียร์และอนุภาค
อนุภาคโอ้พระเจ้า – รังสีคอสมิกพลังงานสูงมากที่ตรวจพบในปี 1991
อนุภาคพลังงานแสงอาทิตย์ – อนุภาคพลังงานสูงจากดวงอาทิตย์
การทดลองเชเรนคอฟการสร้างภาพติดตาม
รังสีคอสมิกพลังงานสูงยิ่งยวด ( UHECR ) – อนุภาครังสีคอสมิกที่มีพลังงานจลน์สูงกว่า 1 อิเล็กตรอนโวลต์ (EeV)

เอกสารอ้างอิงเพิ่มเติม

เดอ แองเจลิส, อเลสซานโดร; ปิเมนตา, มาริโอ (2018). บทนำสู่ฟิสิกส์อนุภาคและฟิสิกส์ดาราศาสตร์อนุภาค (ดาราศาสตร์แบบหลายแหล่งข้อมูลและรากฐานฟิสิกส์อนุภาค) สปริงเกอร์doi : 10.1007/978-3-319-78181-5 ISBN 978-3-319-78181-5.
RG Harrison และ DB Stephenson, การตรวจจับอิทธิพลของรังสีคอสมิกจากกาแล็กซีต่อเมฆ, Geophysical Research Abstracts, Vol. 8, 07661, 2006 SRef-ID: 1607-7962/gra/EGU06-A-07661
Anderson, CD; Neddermeyer, SH (1936). "การสังเกตการณ์รังสีคอสมิกในห้องเมฆที่ระดับความสูง 4300 เมตรและใกล้ระดับน้ำทะเล" (PDF) . Phys. Rev . 50 (4): 263– 271. Bibcode : 1936PhRv...50..263A . doi : 10.1103/physrev.50.263 .
Boezio, M. และ คณะ (2000). "การวัดฟลักซ์ของมิวออนในชั้นบรรยากาศด้วยอุปกรณ์ CAPRICE94" Phys. Rev. D . 62 (3) 032007. arXiv : hep-ex/0004014 . Bibcode : 2000PhRvD..62c2007B . doi : 10.1103/physrevd.62.032007 .
R. Clay และ B. Dawson, Cosmic Bullets, Allen & Unwin, 1997. ISBN 1-86448-204-4
TK Gaisser, รังสีคอสมิกและฟิสิกส์อนุภาค , สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์, 1990. ISBN 0-521-32667-2
PKF Grieder, รังสีคอสมิกที่โลก: คู่มืออ้างอิงสำหรับนักวิจัยและหนังสือข้อมูล, Elsevier, 2001. ISBN 0-444-50710-8
เอ.เอ็ม. ฮิลลาส, รังสีคอสมิก , สำนักพิมพ์เพอร์กามอน, อ็อกซ์ฟอร์ด, 1972 ISBN 0-08-016724-1
Kremer, J. และ คณะ (1999). "การวัดมิวออนระดับพื้นดิน ณ ตำแหน่งแม่เหล็กโลกสองแห่ง" Phys. Rev. Lett . 83 (21): 4241– 4244. Bibcode : 1999PhRvL..83.4241K . doi : 10.1103/physrevlett.83.4241 .
Neddermeyer, SH; Anderson, CD (1937). "หมายเหตุเกี่ยวกับธรรมชาติของอนุภาครังสีคอสมิก" (PDF) . Phys. Rev . 51 (10): 884– 886. Bibcode : 1937PhRv...51..884N . doi : 10.1103/physrev.51.884 .
MD Ngobeni และ MS Potgieter, ความไม่สม่ำเสมอของรังสีคอสมิกในเฮลิโอสเฟียร์ชั้นนอก, ความก้าวหน้าในการวิจัยอวกาศ, 2007
MD Ngobeni, แง่มุมของการปรับเปลี่ยนรังสีคอสมิกในเฮลิโอสเฟียร์ชั้นนอก, วิทยานิพนธ์ปริญญาโท, มหาวิทยาลัยนอร์ทเวสต์ (วิทยาเขตพอตเชฟสตรูม) แอฟริกาใต้ 2006
D. Perkins, ฟิสิกส์ดาราศาสตร์อนุภาค, สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยออกซ์ฟอร์ด, 2003. ISBN 0-19-850951-0
CE Rolfs และ SR William, Cauldrons in the Cosmos, สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยชิคาโก, 1988. ISBN 0-226-72456-5
บีบี รอสซี, รังสีคอสมิก , แม็กกรอว์-ฮิลล์, นิวยอร์ก, 1964
มาร์ติน วอลต์, บทนำเกี่ยวกับรังสีที่ถูกกักไว้ด้วยสนามแม่เหล็กโลก, 1994. ISBN 0-521-43143-3
Taylor, M.; Molla, M. (2010). "มุ่งสู่แบบจำลองแหล่งกำเนิด-การแพร่กระจายที่เป็นเอกภาพของรังสีคอสมิก". Publ. Astron. Soc. Pac . 424 : 98. Bibcode : 2010ASPC..424...98T .
Ziegler, JF (1981). "พื้นหลังในเครื่องตรวจจับที่เกิดจากรังสีคอสมิกที่ระดับน้ำทะเล" เครื่องมือและวิธีการทางนิวเคลียร์ 191 ( 1): 419– 424. Bibcode : 1981NIMPR.191..419Z . doi : 10.1016/0029-554x(81)91039-9 .
โครงการบอลลูนตรวจวัดรังสีคอสมิกแบบระยะยาว TRACER: เครื่องตรวจจับรังสีคอสมิกขนาดใหญ่ที่สุดที่ปล่อยขึ้นสู่อวกาศโดยใช้บอลลูน
Carlson, Per; De Angelis, Alessandro (2011). "ลัทธิชาตินิยมและลัทธิสากลนิยมในวิทยาศาสตร์: กรณีการค้นพบรังสีคอสมิก" European Physical Journal H . 35 (4): 309– 329. arXiv : 1012.5068 . Bibcode : 2010EPJH...35..309C . doi : 10.1140/epjh/e2011-10033-6 . S2CID 7635998 .

ลิงก์ภายนอก

พอร์ทัลเครือข่ายยุโรปของ Aspera
ข่าวบีบีซี, รังสีคอสมิกค้นพบยูเรเนียม, 2003
บทนำเกี่ยวกับฝนรังสีคอสมิกโดย คอนราด เบิร์นโลห์ร

1

2

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[

[

9 ] อย่างไรก็ตาม

10 ] สัดส่วน

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[

ที่ 50 จูล [J] (3.1 × 10 11 GeV) [

[

[

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 41 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

[ 44 ]

[ 45 ]

46 ] การ

[ 47 ]

[ 48 ]

[ 49 ]

[ 50 ]

[ 51 ]

[ 52 ]

[ 53 ]

[ 54 ]

[ 55 ]

[ 56 ]

[ 57 ]

[

[ 59 ]

[ 60 ]

[ 61 ]

[ 62 ]

[ 63 ]

[

[ 65 ]

[ 66 ]

[ 67 ]

[ 68 ]

[ 69 ]

[

[ 71 ]

[ 72

[ 73 ]

[ 74 ]

[ 75 ]

[ 76 ]

/

[ 78 ]

[ 79 ]

[ 80 ]

[ 81 ]

[ 82 ]

[ 83 ]

[ 84 ]

[ 85 ]

[ 86 ]

[ 87 ]

[ 88 ]

[ 89 ]

[ 90 ]

[ 91 ]

[ 92 ]

[ 93 ]

[ 94 ]

[ 95 ]

[

[

[

[ 99 ]

[ 100 ]