Kosmisk stråling, atomkjerner og elektroner som utbrer seg i det interstellare rom med meget høy energi. En del av partiklene kommer fra Solen, solar kosmisk stråling, men hoveddelen, den galaktiske kosmiske stråling, har sin opprinnelse utenfor vårt solsystem. De partiklene som treffer Jordens atmosfære, kalles primærstråling. Gjennom kollisjoner mellom primærpartikler og gasspartikler i atmosfæren blir det dannet skurer av nye partikler. Disse nye partiklene kalles sekundærstråling.

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 og1 milliard elektronvolt (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 (π-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.

Sekundærstråling dannes når energirike primærpartikler kolliderer med atomer i Jordens atmosfære og slår løs protoner og nøytroner. Disse nydannede partiklene, som også har høy energi siden de får overført energi fra primærpartiklene, reagerer så med nye kjerner, og energien fordeles etter hvert på flere og flere nukleoner. Dermed kan det fra en primærpartikkel dannes en skur av sekundærpartikler. Denne vekselvirkningen er sterkest i ca. 20 kilometers høyde. I kollisjoner mellom høyenergetiske nukleoner og atomkjerner kan det også dannes mesoner og hyperoner, som imidlertid er meget ustabile og går over til nukleoner, myoner, elektroner og gammastråling. Disse reaksjonene foregår stort sett i høyder på flere tusen meter, og strålingen som produseres, har liten mulighet til å nå ned til jordoverflaten.

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.

Kosmisk stråling ble først påvist i 1912 av den østerrikske fysiker Victor F. Hess (Nobelpris i fysikk 1936). Han studerte utladningsprosesser i ionisasjonskamre. Under forsøk med ballongoppstigninger fant han at utladningshastigheten økte kraftig med høyden. Fra dette konkluderte han at den nøytrale gassen ble ionisert av partikler som trengte ned i atmosfæren. Fordi det ble observert liten forskjell mellom dag og natt, kunne ikke Solen være den primære kilden. Strålingen måtte komme fra kosmos, og ble derfor kalt kosmisk stråling. (Det som Hess observerte, var imidlertid sekundærstråling.) Senere ble det påvist at strålingen var sterkest ved polene. Dette måtte være et resultat av avbøyning i Jordens magnetfelt, og strålingen måtte derfor bestå av elektrisk ladede partikler.

Hess' oppdagelse åpnet et nytt forskningsfelt. I den første tiden (1930-årene) brukte man tåkekamre og Geiger–Müller-tellere for å studere strålingen. I 1940-årene fikk man fotografiske emulsjoner som gjorde det mulig å se spor etter enkeltpartikler, og etter hvert kom det mer avanserte elektroniske tellere og registreringsutstyr. Det var vanlig å legge observatorier på høye fjelltopper for å komme over den tetteste delen av atmosfæren. Ballonger, fly, og etter hvert også satellitter, ble tatt i bruk, og det ble også gjort målinger i dype gruveganger for å kartlegge og bestemme egenskaper til strålingen.

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.

Foreslå endringer i tekst

Foreslå bilder til artikkelen

Kommentarer

Har du spørsmål til artikkelen? Skriv her, så får du svar fra fagansvarlig eller redaktør.

Du må være logget inn for å kommentere.