構成 地球の大気圏外で発生する一次宇宙線のうち、約 99% は一般的な原子の裸の原子核 (電子殻が剥がれたもの) であり、約 1% は孤立電子 (ベータ粒子 の一種) です。原子核のうち、約 90% は単純な陽子 (水素原子核)、9% はヘリウム原子核と同じアルファ粒子、1% は HZE イオン と呼ばれるより重い元素の原子核です。[ 10 ] [ 11 ] 陽電子 や反陽子 などの反物質 の安定粒子です。この残りの割合の正確な性質は、活発な研究分野です。2019年現在、地球軌道からの反アルファ粒子 の積極的な探索[ 12 ]
宇宙線が大気圏に突入すると、原子を激しく破壊して他の物質の断片にし、大量のパイ中間子 とミューオン （半減期の短い荷電パイ中間子の崩壊によって生成される）およびニュートリノを 生成する。[ 13 ] 粒子カスケードの中性子 の割合は高度が低いほど増加し、航空機の高度では放射線の40%から80%に達する。[ 14 ]
二次宇宙線のうち、大気中で一次宇宙線によって生成された荷電パイ中間子は急速に崩壊し、ミューオンを放出します。パイ中間子とは異なり、これらのミューオンは物質と強く相互作用せず、大気を通過して地表より下まで到達することができます。地球表面に到達するミューオンの速度は、1秒間に約1個が人の頭ほどの大きさの体積を通過するほどです。[ 15 ]
エネルギー 宇宙線は、大気や磁場の保護外にあるマイクロエレクトロニクスや生命に与える損傷のため、実用面でも、また、最もエネルギーの高い超高エネルギー宇宙線のエネルギーが 3 × 10⁻⁶ に近づくことが観測されているため、科学的にも大きな関心を集めている。 [ 16 ] [ 17] ) この よう な 巨大 な エネルギー は、 活動 銀河 核 における遠心加速機構 によって達成される可能性があることが示されています。50 ジュール [J] (3.1 × 10 11 GeV ) 、 [ 18 ] OMG 粒子 、時速 90 [km/h] (56 mph ) の運動エネルギーに匹敵するエネルギーを持っています。 これらの発見の結果、さらに高エネルギーの宇宙線を調査することに関心が寄せられています。 [ 19 ] 300 メガ電子ボルト [MeV]（4.8 × 10 −11 J ） 。 [ 20 ]
歴史 1896年にアンリ・ベクレル が放射能 を発見した後、大気電気 、すなわち空気 の電離は 、地中の放射性元素からの放射線、またはそれらが生成する放射性ガスや ラドン 同位体によってのみ引き起こされると一般的に信じられていた。[ 21 ] [ 22 ]
発見 パチーニは1910年に測定を行った。 1909年、テオドール・ウルフは 、密閉容器内のイオン生成率を測定する装置である電位計 を開発し、それを用いてエッフェル塔 の頂上では基部よりも放射線レベルが高いことを示した。[ 23 ] しかし、彼がPhysikalische Zeitschrift ドメニコ・パチーニは 、湖上、海上、および水面から3メートルの深さで電離率の同時変化を観測した。パチーニは、水中での放射能の減少から、電離の一部は地球の放射能以外の発生源によるものであるに違いないと結論付けた。[ 24 ]
1912年、ヴィクトル・ヘスは、 高精度ウルフ電位計3台[ 3 ] を携えて自由気球 飛行で高度5,300メートルまで上昇した。彼は電離率が地上の2倍に増加することを発見した[ 3 ] [ 3 ] [ 25 ]。 ヴェルナー・コルヘルスターは 高度9kmで電離エンタルピー率の増加を測定することで、ヴィクトル・ヘスの以前の結果を確認した[ 26 ] [ 27 ]
高度の上昇に伴う電離度の増加。1912年にヘスが測定した値（左）と、コルホルスターが測定した値（右） ヘスは1936年にその発見によりノーベル物理学賞 を受賞した。[ 28 ] [ 29 ]
ヘスは1912年の気球飛行後、着陸した。
識別 ブルーノ・ロッシは 1964年にこう書いた。
1920年代後半から1930年代初頭にかけて、ドイツの物理学者エーリッヒ・レーゲナー とそのグループによって、気球で大気圏の最上層まで運ばれたり、水深深くまで沈められたりした自己記録式検電器の技術が、かつてないほど完成度の高いものへと高められました。高度と深度の関数としての宇宙線電離の、これまでで最も正確な測定値のいくつかは、これらの科学者たちのおかげです。[ 30 ]
アーネスト・ラザフォードは 1931年に、「ミリカン教授の優れた実験とレジェネール教授のさらに広範囲にわたる実験のおかげで、我々は初めて、安心して信頼できる水中でのこれらの放射線の吸収曲線を得ることができた」と述べた。[ 31 ]
1920年代、ロバート・ミリカンは 宇宙線 という用語を造語し、深海から高高度、そして地球全体にわたって宇宙線による電離の測定を行った。ミリカンは、自身の測定によって、主要な宇宙線はガンマ線、すなわち高エネルギー光子であることが証明されたと信じていた。そして、ガンマ線は星間空間で水素原子がより重い元素に融合する際の副産物として生成され、二次電子は 大気中でガンマ線のコンプトン散乱 によって生成されるという理論を提唱した。1927年、ジャワ島 からオランダへ航海していたジェイコブ・クレイは 、後に多くの実験で確認された証拠[ 32 ] ボーテ とコルホルスターは 、4.1cmの金を透過できる荷電宇宙線粒子を発見した。[ 33 ]
1930年、ブルーノ・ロッシは、 東から来る宇宙線と西から来る宇宙線の強度の差が、一次粒子の電荷によって決まる、いわゆる「東西効果」を予測した。[ 34 ] [ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] ミューオン であることが確認された。1948年、気球で大気圏上層付近まで運ばれた核乳剤 を用いた観測により、一次粒子の約10%がヘリウム原子核（アルファ粒子）であり、1%が炭素、鉄、鉛などのより重い元素の原子核であることが示された。[ 38 ] [ 39 ]
東西効果を測定するための装置のテスト中に、ロッシは、大きく離れた2つのガイガーカウンター がほぼ同時に放電する頻度が、予想される偶発的な頻度よりも大きいことを観察した。実験に関する報告書の中で、ロッシは「… 記録装置が時折、非常に広範囲の粒子シャワーに当たって、互いに大きく離れていてもカウンター間で同時発生が起こるようです」と記した。[ 40 ] ピエール・オージェは 、同じ現象を検出し、詳細に調査した。彼は、高エネルギーの一次宇宙線粒子が大気圏上層の空気核と相互作用し、最終的に地上に到達する電子と光子のシャワーを生み出す二次相互作用の連鎖を引き起こすと結論付けた。[ 41 ]
ソ連の物理学者セルゲイ・ヴェルノフは、 気球で高高度まで運ばれた装置を用いてラジオゾンデ で宇宙線を測定した最初の人物である。1935年4月1日、彼は二次線シャワーのカウントを避けるため、反同時計数回路にガイガーカウンターのペアを使用して、高度13.6キロメートルまで測定を行った。 [ 42 ] [ 43 ]
ホミ・J・バーバーは 、電子による陽電子の散乱確率を表す式を導き出した。この過程は現在、バーバー散乱として知られている。1937年に ウォルター・ハイトラー と共同で発表された彼の古典的な論文では、宇宙からの一次宇宙線が上層大気とどのように相互作用して地上で観測される粒子を生成するかが説明されている。バーバーとハイトラーは、ガンマ線と正負の電子対の連鎖生成によって宇宙線シャワーの形成を説明した。[ 44 ] [ 45 ]
エネルギー配分 密度サンプリング と広範囲空気シャワー の高速タイミング の技術による超高エネルギー一次宇宙線のエネルギーと到来方向の測定は、 1954 年にマサチューセッツ工科大学 のロッシ宇宙線グループのメンバーによって初めて行われた。[ 46 ] 、ハーバード大学天文台 のアガシス観測所の敷地内に直径 460 メートルの円内に配置された11 個のシンチレーション検出器 が使用された。この研究と世界中で行われた他の多くの実験から、一次宇宙線のエネルギー スペクトルは 10 20 eV を超えることが現在知られている。 オーガー プロジェクト と呼ばれる巨大な空気シャワー実験が、現在、物理学者の国際コンソーシアムによってアルゼンチンのパンパ のサイトで行われている。このプロジェクトは、当初、シカゴ大学 の1980年ノーベル物理学賞受賞者であるジェームズ・クローニン とリーズ大学 のアラン・ワトソン によって主導され、その後、国際ピエール・オージェ共同研究グループの科学者によって引き継がれた。彼らの目的は、最もエネルギーの高い一次宇宙線の特性と到来方向を調査することである。[ 47 ] 素粒子 物理学 と 宇宙論に重要な意味を持つと予想されている。現在、ピエール・オージェ観測所は、精度を向上させ、まだ確認されていない最もエネルギーの高い宇宙線の起源の証拠を見つけるためにアップグレードされている。
高エネルギーガンマ線（>50 [ 48 ]
情報源 宇宙線の発生源に関する初期の推測には、1934年にバーデとズウィッキーが 宇宙線は超新星から発生すると提案したことが含まれる。[ 53 ] ホレス・W・バブコック が、磁気変光星が宇宙線の発生源である可能性を示唆した。[ 54 ] （ 1951）はかに星雲を 宇宙線の発生源として特定した。[ 55 ] それ以来、超新星 、活動銀河核、クエーサー 、ガンマ線バースト など、宇宙線のさまざまな潜在的な発生源が浮上し始めた。[ 56 ]
惑星間空間における電離放射線の発生源。 その後の実験により、宇宙線の発生源をより確実に特定できるようになりました。2009年、アルゼンチンのピエール・オージェ天文台の科学者らが国際宇宙線会議で発表した論文では 、電波銀河 ケンタウルスAの すぐ近くの空の位置から超高エネルギー宇宙線が発生していることが示されましたが、著者らは、ケンタウルス Aが宇宙線の発生源であることを確認するにはさらなる調査が必要であると明言しました。[ 57 ] 1 GeV～1 TeV の宇宙線のフラックスの上限を3.4 × 10 −6 erg ·cm −2という低い値に設定しました。 [ 58 ]
2009年、超新星が宇宙線の発生源として「特定された」と言われ、これは超大型望遠鏡 のデータを使用したグループによる発見でした。[ 59 ] PAMELA のデータによって異議を唱えられ、「[水素原子核とヘリウム原子核]のスペクトル形状は異なり、単一のべき乗則ではうまく説明できない」ことが明らかになり、宇宙線形成のプロセスがより複雑であることが示唆されました。[ 60 ] フェルミのデータを分析した研究により 、 中性パイオン崩壊の観測を通じて、超新星が実際に宇宙線の発生源であり、各爆発で約3 ×10⁴² ～ 3 × 10⁴³Jの宇宙 線が生成されていることが明らかになりました。[ 5 ] [ 6 ]
衝撃波面加速（超新星と活動銀河核の理論モデル）：入射した陽子は、2つの衝撃波面の間で加速され、宇宙線の高エネルギー成分のエネルギーまで達する。 しかし、超新星はすべての宇宙線を生成するわけではなく、超新星が生成する宇宙線の割合は、より詳細な調査なしには答えられない問題である。[ 61 ]
2017年、ピエール・オージェ共同研究グループ は、最高エネルギー宇宙線の到来方向における弱い異方性の観測結果を発表した。 [ 62 ]
種類 宇宙線は2種類に分けられる。
銀河宇宙線 （GCR ）および銀河外宇宙線 、すなわち太陽系外から発生する高エネルギー粒子、太陽高エネルギー粒子とは 太陽フレアの 際に放出される。しかし、「宇宙線」という用語は、太陽系外からの放射線のみを指す場合によく用いられる。
宇宙から飛来した一次粒子が大気分子と衝突し、空気シャワーが発生する。 宇宙線は、さまざまな天体物理学的プロセスで最初に生成された一次宇宙線として始まります。一次宇宙線は主に陽子とアルファ粒子（99%）で構成され、少量の重い原子核（約1%）と極めて微量の陽電子と反陽子が含まれています。[ 10 ] ミューオン 、パイ中間子 などの光子、ハドロン 、レプトン が含まれます。これらのうち後者の3つは、最初に宇宙線で検出されました。
一次宇宙線 一次宇宙線は主に太陽系 の外、時には天の川銀河の 外から発生します。地球の大気と相互作用すると、二次粒子に変換されます。ヘリウムと水素原子核の質量比は28%で、これらの元素の原始的な存在 比24%と似ています。[ 63 ] リチウム 、ベリリウム 、ホウ素 で構成されています。これらの原子核は、太陽大気中よりも宇宙線中に多く（約1%）、太陽大気中ではヘリウムの約 10⁻³倍しか存在しません。ヘリウムより重い荷電原子核で構成される宇宙線は HZEイオン と呼ばれます。HZEイオンは電荷が高く重いため、比較的まれではありますが、宇宙飛行士の宇宙空間での放射線量 に大きく寄与します。
この存在量の違いは、二次宇宙線の形成方法によるものです。炭素原子核と酸素原子核が星間物質と衝突してリチウム 、ベリリウム 、ホウ素を形成します。これは 宇宙線核破砕 の一例です。核破砕は、鉄原子核とニッケル原子核が星間物質と衝突して生成される宇宙線中の スカンジウム 、チタン 、バナジウム 、マンガン イオン の存在量にも関係しています。[ 64 ]
高エネルギー領域では組成が変化し、一部のエネルギー範囲では重い原子核の存在量が多くなる。現在の実験は、高エネルギー領域における組成をより正確に測定することを目的としている。
一次宇宙線反物質 衛星による実験で、一次宇宙線中に陽電子と少数の反陽子が存在する証拠が発見された。これらは一次宇宙線中の粒子の1%未満を占める。これらはビッグバン由来の大量の反物質、あるいは宇宙に存在する複雑な反物質の産物ではないようだ。むしろ、これらは高エネルギー過程において新たに生成された、この2つの素粒子のみから構成されていると考えられる。
国際宇宙ステーションに搭載され現在稼働中の アルファ磁気スペクトロメータ （AMS-02 ）の予備結果によると、宇宙線中の陽電子は方向性を持たずに到達する。2014年9月、ほぼ2倍のデータを用いた新たな結果がCERNでの講演で発表され、Physical Review Lettersに掲載された。[ 65 ] [ 66 ] 275 ± 32 GeV 付近で、全電子+陽電子イベントの約16%で最大となることが示された。500 GeVまでの高エネルギーでは、陽電子と電子の比率は再び低下し始める。陽電子の絶対フラックスも500 GeVより前に低下し始めるが、ピークは電子エネルギー（約10 GeV）よりもはるかに高いエネルギーとなる。[ 67 ] これらの解釈結果は、質量のある暗黒物質 粒子の消滅イベントにおける陽電子生成によるものと示唆されている。[ 68 ]
宇宙線反陽子は、通常の物質の対応物（陽子）よりも平均エネルギーがはるかに高い。地球に到達する際の特徴的なエネルギー最大値は2 GeVであり、平均エネルギーがその6分の1しかない宇宙線陽子とは根本的に異なるプロセスで生成されていることを示している。[ 69 ]
宇宙線には、反ヘリウム 原子核（すなわち反アルファ粒子）のような複雑な反物質原子核の証拠はありません。これらは積極的に探索されています。AMS -02 のプロトタイプであるAMS-01は、1998年6月に スペースシャトル・ ディスカバリー号 STS-91ミッション で宇宙に打ち上げられました。AMS- 01 は反ヘリウムを全く検出しなかったため、反ヘリウムとヘリウムのフラックス 比の上限を1.1 × 10 −6 [ 70 ]
地下700mにある
スーダン 2 検出器で検出された二次ミューオンに見られる、月の宇宙線による影
。
二次宇宙線 宇宙線が地球の大気圏に突入すると、 原子 や分子 、主に酸素や窒素と衝突します。この相互作用により、より軽い粒子の連鎖、いわゆる空気シャワー二次放射線が発生し、X線 、陽子、アルファ粒子、パイ中間子、ミューオン、電子、ニュートリノ、中性子 などが降り注ぎます。[ 72 ]
このような衝突で生成される典型的な粒子は、中性子と、正または負のパイ中間子やカオンなどの荷電 中間子 です。これらの粒子の一部はその後、ミューオンやニュートリノに崩壊し、地球の表面に到達します。高エネルギーのミューオンの中には、浅い鉱山にかなりの距離まで侵入するものもあり、ほとんどのニュートリノはそれ以上の相互作用をすることなく地球を通過します。また、他のニュートリノは光子に崩壊し、その後、電磁カスケードを引き起こします。したがって、空気シャワーでは、光子に加えて、電子と陽電子が通常支配的です。これらの粒子とミューオンは、霧箱 、バブルチャンバー 、水チェレンコフ 検出器、シンチレーション 検出器など、多くの種類の粒子検出器で容易に検出できます。複数の検出器で同時に二次粒子シャワーが観測された場合、その粒子はすべてその事象に由来するものであることを示しています。
太陽系内の他の惑星に衝突する宇宙線は、ガンマ線望遠鏡による高エネルギーガンマ線放射の観測によって間接的に検出される。これらのガンマ線は、約10 MeVを超える高エネルギーを持つため、放射性崩壊過程によるものとは区別される。
宇宙線束 宇宙環境の概要は、太陽活動と銀河宇宙線の関係を示している。[ 73 ] 上層大気への入射宇宙線のフラックスは、太陽風 、地球の磁場 、および宇宙線のエネルギーに依存します。太陽から約94天文単位の距離で、太陽風は 終端衝撃波と呼ばれる遷移を起こし、超音速から亜音速に変化します。終端衝撃波と 太陽圏界面 の間の領域は宇宙線に対する障壁として機能し、低エネルギー（≤ 1 GeV）のフラックスを約90%減少させます。しかし、太陽風の強さは一定ではないため、宇宙線のフラックスは太陽活動と相関関係にあることが観測されています。
さらに、地球の磁場は宇宙線を地表から偏向させる働きをするため、宇宙線束は緯度 、経度 、方位角 に依存しているように見えるという観測結果が得られる。
前述のすべての要因の複合的な影響が、地球表面における宇宙線フラックスに寄与している。以下の表は、惑星に到達する粒子の周波数を示しており[ 74 ] [ 75 ] 。
過去には、宇宙線束は時間の経過とともにほぼ一定であると考えられていた。しかし、最近の研究では、過去4万年の間に宇宙線束が1.5～2倍の千年スケールで変化したことが示唆されている。[ 76 ]
星間空間における宇宙線フラックスのエネルギーの大きさは、他の深宇宙エネルギーの大きさと非常によく似ている。宇宙線エネルギー密度は星間空間1立方センチメートルあたり平均約1電子ボルト、つまり約1 eV/cm 3 であり、これは可視星光のエネルギー密度0.3 eV/cm 3 、銀河磁場 エネルギー密度（3 マイクロガウスと仮定）約0.25 eV/cm 3 、または宇宙マイクロ波背景 放射（CMB）エネルギー密度約0.25 eV/cm 3 に匹敵する。[ 77 ]
検出方法 VERITAS （ベリタス） と呼ばれる大気チェレンコフ望遠鏡群。 検出方法には大きく分けて2種類あります。1つ目は、宇宙空間または高高度で気球搭載機器を用いて一次宇宙線を直接検出する方法です。2つ目は、二次粒子、すなわち高エネルギーの広範囲な空気シャワーを間接的に検出する方法です。空気シャワーの宇宙空間および気球搭載検出に関する提案や試作はありますが、現在運用されている高エネルギー宇宙線実験は地上で行われています。一般的に、直接検出は間接検出よりも精度が高いです。しかし、宇宙線のフラックスはエネルギーとともに減少するため、1 PeVを超えるエネルギー範囲では直接検出が困難になります。直接検出と間接検出は、いずれもいくつかの技術によって実現されています。
直接検出 国際宇宙ステーション（ISS） 、人工衛星、高高度気球などに設置されたあらゆる種類の粒子検出器によって直接検出が可能である。しかし、重量とサイズに制約があるため、検出器の選択肢は限られる。
直接検出技術の一例として、ロバート・フライシャー、P・ ビュフォード・プライス 、ロバート・ M・ウォーカー によって高高度気球で使用するために開発された核飛跡に基づく方法がある。 [ 78 ] mm レキサン ポリカーボネートなどの透明なプラスチックシートを積み重ねて、宇宙空間または高高度で宇宙線に直接さらす。核電荷により、プラスチックの化学結合が切断または電離する 。プラスチックの積み重ねの上部では、宇宙線の速度が速いため、電離は少ない。積み重ねの中で減速して宇宙線の速度が低下すると、経路に沿って電離が増加する。結果としてできたプラスチックシートは、温かい苛性水酸化ナトリウム 溶液で「エッチング」またはゆっくりと溶解され、表面の材料が既知のゆっくりとした速度で除去される。苛性水酸化ナトリウムは、電離したプラスチックの経路に沿ってプラスチックをより速い速度で溶解する。最終的な結果として、プラスチックに円錐形のエッチングピットができる。エッチングピットは高倍率顕微鏡（通常は1600倍油浸）で測定され、エッチング速度は積層プラスチックの深さの関数としてプロットされる。
この技術は、原子核番号1から92までの各原子核ごとに固有の曲線を描き 、プラスチック積層体を通過する宇宙線の電荷とエネルギーの両方を特定できる。経路に沿った電離の程度が大きいほど、電荷は高くなる。この技術は、宇宙線検出への利用に加え、核分裂 生成物として生成される原子核の検出にも用いられる。
間接検出 現在、地上で使用されている宇宙線検出方法はいくつかあり、大きく2つのカテゴリーに分けられます。1つは、様々な種類の粒子検出器を用いて広範囲大気シャワー（EAS）を形成する二次粒子を検出する方法、もう1つは、大気中のEASから放出される電磁波を検出する方法です。
粒子検出器で構成された広範囲空気シャワーアレイは、それらを通過する荷電粒子を測定します。EASアレイは空の広い領域を観測でき、90%以上の時間アクティブになることができます。ただし、空気チェレンコフ望遠鏡 ほど宇宙線から背景効果を分離する能力は高くありません。最先端のEASアレイのほとんどはプラスチックシンチレータ を使用しています。また、粒子が通過してチェレンコフ放射 を生成し、検出可能にする検出媒体として水（液体または氷）も使用されます。[ 79 ]
二次粒子検出の歴史的な方法として、パイオン崩壊時に生成される二次ミューオンを検出するために霧箱 [ 80 ] バブルチャンバー を使用して宇宙線粒子を検出する方法がある[ 81 ] 。
近年では、普及しているスマートフォンのカメラに搭載されている CMOS デバイスが、超高エネルギー宇宙線からの空気シャワーを検出するための実用的な分散ネットワークとして提案されている。[ 82 ] アプリは 、CRAYFIS (Cosmic RAYs Found in Smartphones) 実験である。[ 83 ] [ 84 ] Cosmic-Ray Extremely Distributed Observatory ) コラボレーション[ 85 ] [ 86 ]
第2のカテゴリーの最初の検出方法は、大気チェレンコフ望遠鏡 と呼ばれ、低エネルギー（<200 GeV）宇宙線をチェレンコフ放射を 分析することによって検出するように設計されています。宇宙線の場合、チェレンコフ放射とは、宇宙線が媒質である大気中を光速 よりも速く移動するときに放出されるガンマ線のことです。 [ 87 ]
2つ目の方法は、大気中を移動する粒子によって大気中の窒素が励起されることで生じる窒素蛍光からの光を検出するものです。この方法は、特にEAS粒子検出器アレイと組み合わせた場合、最高エネルギーの宇宙線に対して最も正確です。[ 88 ]
別の方法として、空気シャワーから放出される電波を検出する方法がある。この技術は、粒子検出器と同様に高いデューティサイクルを持つ。近年の様々な試作実験で示されているように、この技術の精度は向上しており、少なくとも高エネルギー領域においては、大気中のチェレンコフ光や蛍光の検出に代わる手段となる可能性がある。
影響
大気化学の変化 宇宙線は、大気中の窒素分子と酸素分子を電離させ、多くの化学反応を引き起こします。また、宇宙線は、以下の反応によって、地球の大気中で炭素14 などの不安定同位体を継続的に生成する原因にもなっています。
n + 14 N → p + 14 C
宇宙線は、1950年代初頭に地上核兵器実験が始まるまで、少なくとも過去10万年間、大気中の炭素14 [ 89 ] 放射性炭素年代 測定に利用されている。
環境放射線における役割 宇宙線は、地球上の人間の年間放射線被ばく量のごく一部を占めており、地球上の人口全体の年間
これらの数値は福島第一原子力発電所事故 発生前のものです。UNSCEARによる人為的影響に関する数値は、UNSCEARのデータをまとめた日本の放射線医学総合研究所のデータに基づいています。
雷における役割 宇宙線は雷 の電気的破壊の引き金に関与していると考えられている。基本的にすべての雷は、宇宙線二次粒子によって種付けされた相対論的プロセス、つまり「暴走破壊 」によって引き起こされると提唱されている。その後の雷放電の発達は、「従来型の破壊」メカニズムによって起こる。[ 111 ]
研究と実験 以下に、宇宙線に関する研究プロジェクトをいくつか挙げます。
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外部リンク Aspera欧州ネットワークポータル BBCニュース、「宇宙線がウランを発見」、2003年。 コンラート・ベルンレーア著『宇宙線シャワー入門』
