kosmisk stråling

Karakteristisk for den galaktiske kosmiske primærstråling som kommer inn i Jordens atmosfære, er den høye partikkelenergien. Siden elektrisk ladde partikler bøyes av i Jordens magnetfelt, vil lavenergistråling ikke kunne komme inn i atmosfæren. Mesteparten av den strålingen som observeres nær Jorden, vil ha energi over mellom 0,1 og 1 milliard elektronvolt (gigaelektronvolt, GeV) med en topp i energifordelingen omkring 0,3 GeV. Antallet partikler avtar hurtig med økende energi, men enkeltpartikler med energi opp til 10²⁰ eV forekommer.

Sammenlignet med den galaktiske strålingen har den solare kosmiske strålingen forholdsvis lav energi. Energispekteret går sjelden over 10 GeV, og spekteret faller også raskere mot økende energi enn det som er tilfelle i den galaktiske stråling. (Et proton med energi 10 GeV har en hastighet som er 99,6 % av lyshastigheten.)

Den kosmiske strålingen varierer over den 11-årige solsyklus, men den er i antikorrelasjon med solflekktallet.

Det er store variasjoner i de forskjellige solare strålingsbegivenheter. Den solare strålingen har sin kilde i koronautbrudd (eng. Coronal Mass Ejections, CME) og flares, og består hovedsakelig av protoner (hydrogenkjerner), med et lite bidrag av alfapartikler (heliumkjerner) og enkelte tyngre kjerner.

Også i den galaktiske kosmiske strålingen er det protoner som er hovedingrediensen med en andel på nær 85 %, med alfapartikler som den andre dominerende partikkeltypen, ca. 12 %. Resten av strålingen består av tyngre grunnstoffer (det er påvist atomkjerner med atomnummer opp til 30) og elektroner. Det er også registrert små mengder antimaterie. De lette grunnstoffene litium, beryllium og bor forekommer overraskende hyppig i den kosmiske primærstrålingen, til tross for at de er forholdsvis sjeldne i universet. Man antar at disse lette kjernene dannes ved kollisjoner mellom tyngre grunnstoffer, f.eks. mellom karbon og oksygen.

Fordi strålingen utbrer seg i et er veldig tynt medium, blir også hyppigheten av kollisjoner, kollisjonsfrekvensen, meget lav. Beregninger viser at for å få produsert den observerte mengde lette grunnstoffer gjennom kollisjoner, må primærpartiklene ha vært på vei gjennom verdensrommet ca. 2 millioner år. Beregner man alder på strålingen ved å studere radioaktive isotoper, gir dette ca. 10 millioner år. Det er et mer sannsynlig tall. Grunnen til feil i aldersberegning fra kollisjoner er varierende tetthet i mediet partiklene utbrer seg i.

I kollisjoner mellom primærpartikler og interstellart hydrogen blir det også produsert ladede mesoner, hovedsakelig pioner (pi-mesoner). Levetiden for disse pionene er meget kort, og de desintegrerer (henfaller) gjennom myoner til elektroner og nøytrinoer.

Dersom man tar utgangspunkt i sammensetningen av strålingen og korrigerer for den oppdeling av tunge atomer som man har på grunn av kollisjoner, kan man utlede en opprinnelig kildesammensetning. Denne samsvarer i hovedtrekkene med den generelle materiesammensetning i solsystemet. Det er imidlertid viktige avvik. For eksempel er forekomsten av hydrogen og helium for lav, og det er forskjeller i forekomst av enkelte isotoper. Det antas at den kosmiske strålingen har en sammensetning som representerer en blanding av interstellar materie, men med et ekstra tilskudd av materie for eksempel fra supernovaer.

Ute i verdensrommet forekommer den galaktiske strålingen som en jevn strøm fra alle retninger. Opphavet til strålingen kan dermed ikke bestemmes ut fra strålingsretningen. Den metoden man benytter for å identifisere strålingskildene, er å kartlegge forekomst av de forskjellige grunnstoffer i strålingen og sammenligne resultatet med det man finner ved spektroskopiske studier av stjerner og interstellare områder. Ved slike sammenligninger har det vært mulig å rekonstruere store deler av strålingspartiklenes ferd gjennom Melkeveisystemet. Satellittobservasjoner av gammastråling har også vært med på å bestemme strålingens kilder.

Det er sterke indikasjoner på at opprinnelsen til størstedelen av strålingen finnes i skiveområdet i Melkeveisystemet. Mindre mengder kommer også fra den omliggende halo. Når det gjelder partiklene med aller høyest energi, over 10¹⁸ eV, er det sannsynlig at kilden for disse finnes utenfor vår galakse.

Detaljene i de prosesser som akselererer partiklene opp til de ekstremt høye energiene som man finner i strålingen, er fremdeles ikke kjent. Eksploderende supernovaer har vært foreslått som en mulig kilde. Det synes imidlertid sannsynlig at de høye energiene er et resultat av forskjellige typer elektromagnetiske akselerasjonsprosesser eller akselerasjon ved gjentatte refleksjoner i sjokkbølger, som igjen kan stamme fra supernova-eksplosjoner.

Den sekundærstrålingen som kan observeres ved jordoverflaten, deles gjerne i to grupper: bløt stråling med lav energi (absorberes i et blylag på 10 cm), og hard, høyenergetisk stråling. Den bløte strålingen består av elektroner, røntgen- og gammastråling. Den oppstår dels ved at det slås løs elektroner fra atomer i kollisjoner, og dels ved at det sendes ut gammastråling og elektroner fra kjerner og elementærpartikler med kort levetid. Ved bremsestråling, comptonspredning, pardannelse og annihilasjon skifter energien fra den ene strålingsformen til den andre; det dannes etter hvert en stor skur av sekundærpartikler.

Den harde, eller gjennomtrengende strålingen består hovedsakelig av myoner. Disse dannes ved desintegrasjon av mesoner, og de reagerer nesten ikke med atomkjerner. De observeres i stort antall ved jordoverflaten og kan trenge dypt ned i jorden. Til den harde strålingen hører også nøytrinostrålingen. Nøytrinoene er elektrisk nøytrale og svært vanskelige å detektere. Det er imidlertid mulig å fastslå at man har nøytrinostråling ved å registrere spesielle reaksjoner som bare frembringes av disse partiklene. På grunn av nøytrinoenes meget svake vekselvirkningsevne vil størsteparten av disse partiklene gå tvers gjennom Jorden uten å reagere.

Elementærpartikkelfysikken, som har spilt en meget viktig rolle i moderne fysikk, har sitt utspring i studier av kosmisk stråling. Fra tidlig i 1930-årene og frem til 1950-årene var den kosmiske strålingen det eneste mediet man hadde for eksperimentelt å studere vekselvirkning mellom partikler med høy energi, atomkjerner og kjernekomponenter. Det første meson ble oppdaget i kosmisk stråling i 1937. Etter hvert er det blitt bygd store akseleratorer som kan produsere partikler med meget høy energi, slik at disse kan studeres under kontrollerte forhold. Men når det gjelder de aller høyeste partikkelenergier, er kosmisk stråling fremdeles den eneste kilden.

Den kosmiske strålingen gir en rekke radioaktive isotoper som biprodukt av kollisjonsprosesser i atmosfæren. Strålingen er en konstant kilde til radioaktive sporgrunnstoffer med forskjellig halveringstid. Dette kan brukes til å studere utveksling av masse mellom forskjellige geofysiske reservoarer, slik som atmosfæren, litosfæren, biosfæren, hav osv. I tilfeller hvor isotopene er blitt isolert fra utveksling med omgivelsene, kan de også brukes i aldersbestemmelser. Mest kjent er kanskje bruk av isotopen ¹⁴C til å bestemme alder på dødt organisk materiale.