【宇宙线】
宇宙线对能量的分布。
宇宙线亦称为宇宙射线，是来自外太空的带电高能次原子粒子。它们可能会产生二次粒子穿透地球的大气层和表面。射线这个名词源自于曾被认为是电磁辐射的历史。主要的初级宇宙射线（来自深太空与大气层撞击的粒子）成分在地球上一般都是稳定的物质的粒子，像是质子、原子核或电子。但是，有非常少的比例是稳定的反物质的反粒子，像是反原子核、正电子或反质子，这剩余的小部分是研究的活跃领域。
大约89%的宇宙线是单纯的质子，10%是氦原子核（即α粒子），还有1%是重元素。这些原子核构成宇宙线的99%。孤独的电子（像是β粒子，虽然来源仍不清楚），构成其余1%的绝大部分；γ射线和超高能微中子只占极小的一部分。
粒子能量的多样化显示宇宙线有著广泛的来源。这些粒子的来源可能是太阳（或其它恒星）或来自遥远的可见宇宙，由一些还未知的物理机制产生的。宇宙线的能量可以超过1020 eV，远超过地球上的粒子加速器可以达到的1012至1013 eV，使许多人对有更大能量的宇宙线感兴趣而投入研究。
经由宇宙线核合成的过程，宇宙线对宇宙中锂、铍、和硼的产生，扮演著主要的角色。它们也在地球上产生了一些放射性同位素，像是碳-14。在粒子物理的历史上，从宇宙线中发现了正电子、缈子和π介子。宇宙线也造成地球上很大部份的背景辐射，由于在地球大气层外和磁场中的宇宙线是非常强的，因此对维护航行在行星际空间的太空船上太空人的安全，在设计有重大的影响。
== 成分 ==
宇宙线大致可以分成两类：原生和衍生宇宙线。
来自太阳系外的天文物理产生的宇宙线是原宇宙线；这些原宇宙线会和星际物质作用产生衍生（二次）宇宙线。太阳在产生闪焰时，也会产生一些低能量的宇宙线。在地球大气层外的原宇宙线，确实的成份，取决于观测能量谱的哪些部份。不过，一般情况下，进入的宇宙线几乎90%是质子，9%是氦核（α粒子），和大约1%是电子。氢和氦核的比例（质量比氦核是28%）大约与这些元素在宇宙中的元素丰度（氦的质量占24%）相同。
其余丰富的部份是来自于恒星核合成最终产物的其它重原子核。衍生宇宙线包含其它的原子核，它们不是丰富的核合成或大爆炸的最终产物。这些较轻的原子核出现在宇宙线中的比例远大于在太阳大气层中的比例（1:100个粒子），它们的丰度大约是氦的10−7。
这种丰度的差异是衍生宇宙线造成的结果。当宇宙线中重的原子核成份，即碳和氧的原子核，与星际物质碰撞时，它们分裂成较轻的锂、铍、硼原子核（此过程被称为宇宙射线散裂）。被发现的锂、铍和硼的能谱比来自碳或氧的更为尖细，这个值暗示有少数的宇宙射线散裂是由更高能量的原子核产生的，推测大概是因为它们是从银河的磁场逃逸出来的。散裂也对宇宙线中的钪、钛、钒和锰离子等的丰度负责，它们是宇宙线中的铁和镍原子核与星际物质撞击产生的（参见天然的背景辐射）。
即使卫星实验在原宇宙线中发现一些反质子和正电子存在的证据，但没有复杂的反物质原子核（例如反氦核）存在的证据。在原宇宙线中观测到的反物质丰度是符合它们也能由原宇宙线在深太空和普通物质撞击，在衍生宇宙线的程序中产生的理论。例如，一种在实验室中产生反质子的标准方法是以能量大于6 GeV的质子去撞击其他的质子，而在原宇宙线中很轻易的就有许多质子的能量超过这个数值。无论是否在银河系中，当简单的反物质能够由这种程序产生时（不是在大气层的高层），它们仍可能传播遥远的距离抵达地球，而不会在星际空间中与其他的氢原子碰撞而湮灭。抵达地球的反质子特征是能量最多只有2GeV，显示它们产生的过程在基本上与宇宙线中的质子是截然不同的。
在过去，人们认为宇宙线的通量随著时间的推移一直是相当稳定。最近的研究显示，以1.5至2千年的时间尺度，有证据显示在过去的40,000年，宇宙线的通量是有变化的。
== 研究历史 ==
=== 发现 ===
赫斯在1912年8月一次气球飞行降落时的留影。
随着亨利·贝克勒1896年发现放射性，大量对辐射源的研究涌现出来，并在土地中、水中和空气中都发现了放射性物质。与此同时，放射性的发现也推动了19世纪末20世纪初对大气电学的研究，当时的研究者们尝试用放射线引起的电离解释为何大气中同时存在电荷相反的离子和电子。
对于引起电离的放射线的来源，当时有来自地壳和地外的不同理论：德国的朱利叶斯·埃尔斯特和汉斯·盖特尔认为大气中放射线可能来自从土壤扩散到空气中的放射性氡；C.T.R. 威尔逊于1901年提出了放射线来自地球外的设想，但与当时的实验结果相抵触。
为了验证不同的假说，一种普遍的实验手段是在不同的海拔高度测量辐射水平。如果辐射源来自地壳，则随海拔升高将会观测到辐射强度的降低。1909年，西奥多·伍尔夫开发了一种新型的灵敏便携的静电计。他利用该设备测量了埃菲尔铁塔不同高度的电离密度，并发现虽然塔顶部的电离密度低于地面，但却高于预期值。虽然伍尔夫的实验并没有取得决定性的结论，但他设计的静电计在后续的实验中得到了广泛应用。在伍尔夫之后，有一系列热气球实验尝试在更高的海拔测量电离密度，包括来自德国的卡尔·伯格维茨和来自瑞士的阿尔伯特·戈克尔。这些实验都发现了电离密度随高度有一定程度的降低，但与辐射完全来自地壳这一假设给出的预测值并不相符。
来自意大利的气象学家多梅尼科·帕奇尼对辐射主要来自地壳的观点持有怀疑态度。考虑到水能吸收一部分辐射，他在1910年和1911年设计实验，在陆地上、海面上和水下3米深处等不同地点对电离密度进行了同时测量。由于观测到在水下电离密度相对陆地上有所降低，帕奇尼认为存在相当一部分的电离应该是由地壳外的放射线造成的。
最终为辐射源问题提供决定性证据的是奥地利物理学家维克托·赫斯。他在1911年和1912年进行了一系列热气球实验。在这些飞行中，赫斯使用伍尔夫式静电计系统性地测量了直到海拔5300米的电离率。他观测到，在1000米以下，电离率逐渐下降，但随后出现明显上升，在5000米左右，强度是地面的两倍。随后德国物理学家维尔纳·科尔霍斯特在1913年和1914年的实验进一步发现在9300米辐射水平会上升到地面的40倍。基于这些结果，赫斯得出结论，认为存在一种太空进入大气层的高穿透力射线。
由于其“发现了宇宙辐射”的贡献，维克托·赫斯获得了1936年诺贝尔物理学奖。
=== 早期研究 ===
== 太阳调节 ==
太阳调节（solar modulation）指太阳或太阳风改变进入太阳系的银河系宇宙射线强度和能谱的过程。当太阳处于活跃时期，相比安静时期，银河系的宇宙射线会较少的进入太阳系。基于这个原因，银河系宇宙射线与太阳一样遵从11年周期，但不同的是：剧烈的太阳活动对应低宇宙射线（进入太阳系），反之亦然。
== 探测方法 ==
宇宙射线中的原子核之所以能够从他们遥远的源头一直到达地球，是因为宇宙中物质的低密度。原子核与其它物质有着强烈的感应，所以当宇宙线接近地球时，便开始于大气层气体中的原子核撞击。在大气簇射的过程中，这些碰撞产生很多π介子和K介子，这些很快会衰退为不稳定的μ子。由于与大气层没有强烈的感应以及时间膨胀的相对论性效应，许多μ子能够到达地球表面。μ子属于电离辐射，从而可以轻易被许多粒子探测器检测到，例如气泡室，或闪烁体探测器。如果多个μ子在同一时间被不同的探测器检测到，那么它们很可能源自同一次簇射。
现在，新的探测手段能够不通过大气簇射现象探测这些高能粒子，也就是在太空中，不受大气层的干扰，直接探测宇宙线，例如阿尔法磁谱仪实验。
== 对太空载人飞行的影响 ==
宇宙射线被地球大气层影响，对地面的单个人的天然本底辐射仅为0.3-0.4 mSv/y。在大气层外，每秒约有一个质子或更重的原子核穿过指甲大小的面积，总共每秒约有5000个离子贯穿太空人的身体，打断体内的化学键，引起一连串电离反应。在宇宙射线中，少数较重的原子核会造成比质子更大的伤害，因为打断化学键的能力与电荷平方成正比。例如，铁原子核所造成的伤害是质子的676倍。根据美国太空总署（NASA）的估计，太空人在太阳系内的太空中每年受到250 mSv的辐射，体内约有1/3的DNA会被宇宙射线切断。在月面是70-120mSv/y，近地轨道是100mSv/y，范艾伦辐射带为15 Sv/y。太阳也会释放大量质子与重原子核，以接近光速喷出，有时一小时内会逾数Sv，对没有屏障的太空人是致死剂量。
== 相关条目 ==
* 背景辐射
* 宇宙射线散裂
* 福布希衰减
* 吉尔伯特·杰罗姆·珀洛
* 超高能宇宙射线
* 银河宇宙射线
* 河外星系宇宙射线
* 太阳高能粒子
* Track Imaging Cherenkov Experiment