宇宙線

宇宙線または天体粒子は、高エネルギー粒子または粒子のクラスター（主に陽子または原子核に代表される）であり、ほぼ光速で宇宙を移動する。これらは太陽、太陽系の外側の銀河系、^[1]および遠方の銀河系^[2]から発生する。宇宙線は地球の大気圏に衝突すると二次粒子のシャワーを発生させ、その一部は地表に到達するが、大部分は磁気圏または太陽圏によって宇宙空間に逸らされる。

宇宙線は1912年にヴィクター・ヘスによって気球実験で発見され、彼は1936年にノーベル物理学賞を受賞した。^[3]

宇宙線、特に低エネルギーの宇宙線の直接測定は、1950年代後半に最初の衛星が打ち上げられて以来可能となっている。宇宙線の研究のために、衛星や宇宙探査機には、原子核物理学や高エネルギー物理学で使用されるものと同様の粒子検出器が使用されている。^[4]フェルミ宇宙望遠鏡（2013年）^[5] のデータは、一次宇宙線のかなりの部分が恒星の超新星爆発に由来する証拠であると解釈されている。^{[6] [より良い情報源が必要]} 2018年にブレーザーTXS 0506+056からニュートリノとガンマ線を観測したところ、活動銀河核も宇宙線を生成しているようだ。^{[7] [8]}

光線（光学光線など）という用語は、その透過力から、宇宙線は主に電磁放射線であるという当初の考えから生じたものと思われる。^{[9]しかし、宇宙線が}固有の質量を持つさまざまな高エネルギー粒子であるという認識が広まった後も、「光線」という用語は、当時知られていた陰極線、陰極線、アルファ線、ベータ線などの粒子と一致していた。一方、「宇宙」線光子は電磁放射線の量子であり（したがって固有の質量はない）、光子エネルギーに応じてガンマ線やX線などの一般名で知られている。

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（電子殻を剥ぎ取ったもの）であり、約1%は孤立電子（つまりベータ粒子の一種）である。原子核のうち、約90%は単純な陽子（すなわち水素原子核）、9%はヘリウム原子核と同一のアルファ粒子、そして1%はHZEイオンと呼​​ばれるより重い元素の原子核である。^[10]これらの割合は、宇宙線のエネルギー範囲にわたって大きく変化する。^{[11]非常に小さな割合は、}陽電子や反陽子などの反物質の安定した粒子である。この残りの割合の正確な性質は、活発に研究されている分野である。 2019年現在、地球軌道上から反アルファ粒子を積極的に探査しているが^[12]、明確な証拠は見つかっていない。

宇宙線は大気圏に衝突すると、原子を激しく破裂させて他の物質に分解し、大量のパイオンとミューオン（半減期の短い荷電パイオンの崩壊から生成される）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構成は高度が低いほど増加し、航空機高度では放射線の40%から80%に達する。^[14]

二次宇宙線のうち、大気中の一次宇宙線によって生成された荷電パイオンは急速に崩壊し、ミューオンを放出する。パイオンとは異なり、これらのミューオンは物質と強く相互作用せず、大気中を移動して地表下にも浸透することができる。地球の表面に到達するミューオンの速度は、1秒間に約1個が人の頭の大きさの体積を通過するほどである。^[15]これらのミューオンは、自然の局所放射能とともに、地表レベルの大気の電離の重要な原因であり、これが最初に科学者の注目を集め、最終的に大気圏外から到達する一次宇宙線の発見につながった。

宇宙線は、大気や磁場の保護外ではマイクロエレクトロニクスや生命に与えるダメージのため、実用的に大きな関心を集めており、科学的には、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に近づくことが観測されているためである。²⁰ eV ^[16]大型ハドロン衝突型加速器によって加速される粒子の設計エネルギー14テラ電子[TeV] (1.4×10¹³ eV) の2100万倍をわずかに上回る。^[17]活動銀河核における加速の遠心力メカニズムによって達成される可能性があることが示される。50ジュール[J] (3.1×10¹¹GeV) では、^[18]最もエネルギーの高い超高エネルギー宇宙線（OMG粒子）のエネルギーは、時速90キロメートル[km/h] (56 mph) の野球ボールの運動エネルギーに匹敵する。これらの発見の結果、さらに大きなエネルギーの宇宙線の研究に関心が集まっている。^[19]のエネルギー分布は300メガ電子ボルト[MeV]（4.8×10−11J）。^[20]  

1896年にアンリ・ベクレルが放射能を発見して以来、大気の電気、つまり空気の電離は、地中の放射性元素やそれらが生成する放射性ガスやラドン同位体からの放射線によってのみ引き起こされると一般に信じられてきました。^[21] 1900年から1910年にかけての10年間に地上からの高さが増すにつれて電離率が上昇するという測定値は、介在する空気による電離放射線の吸収によるものと説明できます。^[22]

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電位計を開発し、それを用いてエッフェル塔の頂上の放射線レベルが基部よりも高いことを示しました。^{[23]しかし、} Physikalische Zeitschriftに掲載された彼の論文は広く受け入れられませんでした。1911年、ドメニコ・パチーニは湖、海、そして地表から3メートルの深さで同時に電離率の変化を観察しました。パチーニは水中での放射能の減少から、電離の一定部分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ました。^[24]

1912年、ヴィクター・ヘスは、精度を高めたウルフ電位計3台^[3]を自由気球で高度5,300メートルまで運び、イオン化率が地上の約4倍に増加していることを発見した。^[3]ヘスは、皆既日食に近いときに気球を上昇させることで、太陽が放射線源ではないことを明らかにした。月が太陽の可視光線の多くを遮っていたにもかかわらず、ヘスは高度が上昇するにつれて放射線が増加することを測定した。^[3]彼は、「観測結果は、非常に透過力の高い放射線が上空から大気圏に入ってくるという仮定によって説明できる可能性が高い」と結論付けた。^[25] 1913年から1914年にかけて、ヴェルナー・コルホルスターは、高度9キロメートルでイオン化エンタルピー率の増加を測定することで、ヴィクター・ヘスの以前の結果を確認した。^{[26] [27]}

ヘスは1936年にこの発見によりノーベル物理学賞を受賞した。^{[28] [29]}

ブルーノ・ロッシは1964年にこう書いています。

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、水中の深いところまで沈められたりして自己記録する電気計の技術が、前例のない完成度にまで達しました。これらの科学者のおかげで、高度と深さの関数として宇宙線の電離に関するこれまでで最も正確な測定が実現しました。^[30]

アーネスト・ラザフォードは1931年に「ミリカン教授の素晴らしい実験と、さらに広範囲にわたるリジェナー教授の実験のおかげで、私たちは初めて、安全に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・ミリカンは深海から高高度、そして地球全体にわたる宇宙線による電離の測定を行い、宇宙線という言葉を作り出した。ミリカンは、自分の測定によって一次宇宙線がガンマ線、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。そしてミリカンは、一次宇宙線は水素原子の核融合による重元素生成の副産物として星間空間で生成され、二次電子はガンマ線のコンプトン散乱によって大気中で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中、ジェイコブ・クレイは熱帯から中緯度にかけて宇宙線の強度が増加するという証拠を発見した。^[32]これは後に多くの実験で確認されたが、これは一次宇宙線が地磁気によって偏向されるため光子ではなく荷電粒子であるに違いないことを示している。 1929年、ボーテとコルホルスターは、 4.1cmの金を貫通できる荷電宇宙線粒子を発見した。^[33]このような高エネルギーの荷電粒子は、ミリカンが提唱した星間核融合プロセスからの光子では生成できないはずである。^[要出典]

1930年、ブルーノ・ロッシは、東からと西から到達する宇宙線の強度の違いが一次粒子の電荷に依存することを予測した。これはいわゆる「東西効果」である。^[34] 3つの独立した実験^{[35] [36] [37]}により、強度は西からの方が実際に大きいことがわかり、一次粒子のほとんどが正であることが証明された。1930年から1945年にかけて、さまざまな調査により、一次宇宙線は主に陽子であり、大気圏で生成される二次放射線は主に電子、光子、ミューオンであることが確認された。1948年、気球で大気圏上部近くまで運ばれた原子核乳剤による観測により、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機器のテスト中に、ロッシは、2 つの離れたガイガー カウンターのほぼ同時放電率が、予想された偶発率よりも高いことを観察しました。実験に関するレポートで、ロッシは「... 時々、記録装置が非常に広範囲の粒子のシャワーに襲われ、互いに離れた場所に設置されたカウンター間でも一致が見られるようです」と書いています。^[40] 1937 年、ロッシの以前のレポートを知らなかったピエール オージェが同じ現象を検出し、詳細に調査しました。彼は、高エネルギーの一次宇宙線粒子が大気圏の高いところにある空気の原子核と相互作用し、二次相互作用のカスケードを開始して、最終的に電子のシャワーと光子が地上に到達すると結論付けました。^[41]

ソ連の物理学者セルゲイ・ベルノフは、気球で高高度に運ばれた機器を使ってラジオゾンデで宇宙線の測定を行った最初の人物である。1935年4月1日、彼は2次的な放射線シャワーを数えるのを避けるために、アンチ・コインシデンス回路で2つのガイガーカウンターを使用して、高度13.6キロメートルまでの測定を行った。^{[42] [43]}

ホーミ・J・バーバは、現在バーバ散乱として知られているプロセスである、電子による陽電子の散乱確率の式を導き出した。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相互作用して地上で観測される粒子を生成する仕組みが説明されている。バーバとハイトラーは、ガンマ線と正負の電子対のカスケード生成による宇宙線シャワーの形成を説明した。^{[44] [45]}

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、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って、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実行されました。^[46]この実験では、ハーバード大学天文台のアガシーステーションの敷地内に、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ました。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わかっています。}オージェプロジェクト と呼ばれる大規模な空気シャワー実験は、現在、アルゼンチンのパンパにある場所で国際物理学者コンソーシアムによって運営されています。このプロジェクトは、最初はシカゴ大学の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・ワトソンが主導し、後に国際的なピエール・オージェ共同体の科学者らが主導した。彼らの目的は、最高エネルギーの一次宇宙線の特性と到来方向を探ることである。^[47]宇宙の起源であるビッグバンからの残留光子との相互作用により、10 20 eVを超えると、遠距離（約1億6000万光年）からの宇宙線のエネルギーに理論的なグライゼン・ザツェピン・クズミン限界が生じるため、その結果は 素粒子物理学と宇宙論に重要な意味を持つと期待されている。現在、ピエール・オージェ観測所は精度を向上させ、最も^{エネルギーの}高い宇宙線の未確認の起源の証拠を見つけるためにアップグレード中である。

高エネルギーガンマ線（>50MeV 光子）は、1967年にMITのOSO-3衛星実験によって一次宇宙放射線中に発見されました。^[48]銀河系起源と銀河系外起源の両方の成分が、一次荷電粒子の1％よりはるかに低い強度で個別に特定されました。それ以来、多くの衛星ガンマ線観測所がガンマ線天空の地図を作成してきました。最も最近のものはフェルミ天文台で、銀河系の離散的かつ拡散した発生源で生成されたガンマ線強度の狭い帯と、天球上に分布する多数の点状の銀河系外発生源を示す地図を作成しました。

太陽活動周期により、宇宙線が地球に伝わる太陽風の磁場に変化が生じます。その結果、低エネルギーで到達する放射線束が変化し、地球全体に分散した中性子監視ネットワークによって間接的に検出されます。

宇宙線の発生源に関する初期の推測には、1934年にバーデとツヴィッキーが宇宙線は超新星から発生すると示唆した提案が含まれていました。 ^{[49] 1948年に}ホレス・W・バブコックが提案した宇宙線の発生源は、磁気変光星である可能性があります。^[50]その後、関戸ら( 1951)は、かに星雲が宇宙線の発生源であることを確認しました。^{[51]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、さまざまな宇宙線の潜在的な発生源が浮上し始めました。^[52]

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年に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 ケンタウルス座Aに非常に近い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座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。^[53]しかし、ガンマ線バーストの発生と宇宙線の間には相関関係が見られなかったため、著者らはガンマ線バーストからの1 GeV～1 TeV宇宙線のフラックスの上限を3.4 × 10 ⁻⁶ ×  erg ·cm ^{−2と低く設定しました。 [54]}

2009年、超新星は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ったグループによる発見でした。^[55]しかし、この分析は2011年にPAMELAのデータによって異議を唱えられました。PAMELAは「[水素とヘリウムの原子核の]スペクトル形状は異なり、単一のべき乗法則ではうまく説明できない」ことを明らかにし、宇宙線の形成にはより複雑なプロセスがあることを示唆しました。^[56]しかし、2013年2月、フェルミのデータを分析した研究により、中性パイ中間子の崩壊の観測を通じて、超新星は確かに宇宙線の発生源であり、各爆発で約3× ¹⁰⁴²～3× ^1043Jの宇宙線が発生することが明らかになりました。^{[5] [6} ] 

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、より深い調査なしには答えられない疑問です。^[57]超新星と活動銀河核で剥ぎ取られた原子を加速する実際のプロセスを説明するために、物理学者は衝撃波の加速を妥当性の議論として使用します（右の図を参照）。

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弱い異方性が見られることを観測したと発表しました。 ^[58]銀河中心は赤字領域にあるため、この異方性は最高エネルギーの宇宙線が銀河外起源であることの証拠として解釈できます。これは、銀河から銀河外の源への遷移エネルギーが存在するはずであり、異なるエネルギー範囲に寄与する異なるタイプの宇宙線源が存在する可能性があることを意味しています。

宇宙線は2つの種類に分けられます。

• 銀河宇宙線（GCR）と銀河系外宇宙線、すなわち太陽系外で発生した高エネルギー粒子、および
• 太陽高エネルギー粒子、主に太陽の爆発で太陽から放出される高エネルギー粒子（主に陽子）。

しかし、「宇宙線」という用語は、太陽系外からの放射のみを指すために使用されることが多いです。

宇宙線は一次宇宙線として発生し、これはもともと様々な天体物理学的プロセスで生成されるものである。一次宇宙線は主に陽子とアルファ粒子（99%）で構成され、少量のより重い原子核（≈1%）と極めて微量の陽電子と反陽子を含む。^[10]一次宇宙線が大気圏に衝突して崩壊することによって発生する二次宇宙線には、電子、陽電子、ミューオン、パイオンなどの光子、ハドロン、レプトンが含まれる。これらのうち最後の3つは宇宙線で初めて検出された。

一次宇宙線は、ほとんどが太陽系外、時には天の川銀河の外から発生する。地球の大気と相互作用すると、二次粒子に変換される。ヘリウムと水素の原子核の質量比は28%で、これらの元素の原始的な元素存在比24%とほぼ同じである。^[59]残りは、典型的な元素合成最終生成物である他のより重い原子核、主にリチウム、ベリリウム、ホウ素で構成されている。これらの原子核は、太陽大気中ではヘリウムの約10 ⁻³倍（数で）しか存在しないが、宇宙線中ではより豊富（≈1%）に出現する。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​​ばれる。HZEイオンは電荷が高く重いため、たとえ数が比較的少ないとしても、宇宙飛行士の宇宙での 放射線量への寄与は大きい。

この存在比の違いは、二次宇宙線の形成方法の結果である。炭素と酸素の原子核が星間物質と衝突してリチウム、ベリリウム、ホウ素が形成されるが、これは宇宙線の核破砕の一例である。核破砕は、鉄とニッケルの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 イオンの存在比にも関係している。^[60]

高エネルギーでは組成が変化し、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ります。現在の実験は、高エネルギーでの組成をより正確に測定することを目指しています。

衛星実験により、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ましたが、これは一次宇宙線中の粒子の 1% 未満に相当します。これらは、ビッグバンからの大量の反物質の産物でも、宇宙の複雑な反物質の産物でもないようです。むしろ、これらはエネルギー過程において新たに生成されたこれら 2 つの基本粒子のみで構成されているようです。

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 ）の予備的な結果によると、宇宙線中の陽電子は方向性を持たずに到達することが示されている。2014年9月、ほぼ2倍のデータを含む新しい結果がCERNでの講演で発表され、Physical Review Lettersに掲載された。^{[61] [62]} 500 GeVまでの陽電子分率の新しい測定が報告され、陽電子分率が最大で約16%の電子+陽電子イベント、約275 ± 32 GeVのエネルギーでピークに達することが示されている。500 GeVまでのより高いエネルギーでは、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、約10 GeVでピークに達する電子エネルギーよりもはるかに高いエネルギーでピークに達する。^{[63]これらの解釈結果は、大質量}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であると示唆されている。 ^[64]

宇宙線反陽子は、通常の物質の陽子よりも平均エネルギーがはるかに高い。反陽子は最大2GeVのエネルギー特性を持って地球に到達し、平均エネルギーが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たことを示している。^[65]

宇宙線には、反ヘリウム原子核（反アルファ粒子）などの複雑な反物質原子核が存在する証拠はない。これらは積極的に探索されている。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 ディスカバリー号のSTS-91で宇宙に打ち上げられた。反ヘリウムを全く検出しなかったAMS-01は、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とした。^[66]

宇宙線が地球の大気圏に入ると、主に酸素と窒素などの原子や分子と衝突します。この相互作用により、 X線、陽子、アルファ粒子、パイ中間子、ミュー中間子、電子、ニュートリノ、中性子などの軽い粒子のカスケード、いわゆる空気シャワー二次放射線が降り注ぎます。^[68]衝突によって生成された二次粒子はすべて、一次粒子の元の軌道から約1度以内の軌道をたどり続けます。

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K中間子などの荷電中間子です。これらの一部はその後ミューオンとニュートリノに崩壊し、地球の表面に到達できます。一部の高エネルギーミューオンは、ある程度の距離を浅い鉱山にまで浸透し、ほとんどのニュートリノはそれ以上の相互作用なしに地球を横断します。他のものは光子に崩壊し、その後電磁カスケードを生成します。したがって、空気シャワーでは、光子の次に電子と陽電子が通常優勢です。これらの粒子はミューオンと同様に、霧箱、泡箱、水チェレンコフ、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簡単に検出できます。複数の検出器で同時に二次的な粒子シャワーが観測された場合、すべての粒子がそのイベントから発生したことを示しています。

太陽系の他の惑星に衝突する宇宙線は、ガンマ線望遠鏡で高エネルギーガンマ線放出を観測することによって間接的に検出されます。これらは、約 10 MeV を超える高エネルギーによって放射性崩壊プロセスと区別されます。

上層大気に入射する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≈94 AUの距離では、太陽風は終端衝撃波と呼ばれる超音速から亜音速への遷移を経験します。終端衝撃波とヘリオポーズの間の領域は宇宙線の障壁として機能し、より低いエネルギー (≤ 1 GeV) でのフラックスを約 90% 減少させます。ただし、太陽風の強さは一定ではなく、そのため宇宙線のフラックスは太陽活動と相関してい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球表面から偏向させる働きがあり、その結果、宇宙線の流れは緯度、経度、方位角に依存していることが明らかになっています。

これらすべての要因の複合的な影響が、地球表面での宇宙線のフラックスに寄与しています。次の表は、地球に到達する分数周波数を示しており^[70]、地上に到達する低エネルギー放射線から推定されます。^[71]

過去には、宇宙線のフラックスは時間の経過とともにほぼ一定であると信じられていました。しかし、最近の研究では、過去4万年間に宇宙線のフラックスが千年スケールの1.5倍から2倍の変化を遂げていることが示唆されています。^[72]

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それと非常によく似ています。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≈1 eV/cm ³で、これは可視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）≈0.25 eV/cm ³、または宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のエネルギー密度≈0.25 eV/cm ³に匹敵します。^[73]

検出方法には主に 2 つの種類があります。1 つ目は、気球搭載機器による宇宙または高高度での一次宇宙線の直接検出です。2 つ目は、二次粒子、つまり高エネルギーでの広範囲の空気シャワーの間接検出です。空気シャワーの宇宙および気球搭載検出の提案や試作はありますが、現在行われている高エネルギー宇宙線の実験は地上ベースです。一般に、直接検出の方が間接検出よりも正確です。ただし、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です。直接検出と間接検出は、どちらもいくつかの技術によって実現されます。

国際宇宙ステーション、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す。ただし、重量とサイズの制約により検出器の選択肢が制限されます。

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・ウォーカーが高高度気球で使用するために開発した核飛跡に基づく方法がある。 ^[74]この方法では、0.25  mm のレキサンポリカーボネートなどの透明プラスチックのシートを積み重ね、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破壊され、イオン化される。プラスチックの積み重ねの最上部では、宇宙線の速度が高いため、イオン化は少なくなる。積み重ねられたプラスチックの減速により宇宙線の速度が遅くなると、イオン化は経路に沿って増加する。その結果、プラスチック シートは「エッチング」され、温かい苛性水酸化ナトリウム溶液でゆっくりと溶解され、表面の材料がゆっくりと既知の速度で除去される。苛性水酸化ナトリウムは、イオン化したプラスチックの経路に沿って、より速い速度でプラスチックを溶解する。最終的な結果は、プラスチックに円錐形のエッチ ピットができることである。エッチピットは高倍率顕微鏡（通常は 1600 倍の油浸）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ます。

この技術により、1 から 92 までの各原子核に固有の曲線が生成され、プラスチック スタックを通過する宇宙線の電荷とエネルギーの両方を識別できます。経路に沿った電離が広範囲に及ぶほど、電荷が高くなります。この技術は、宇宙線の検出に使用されるほか、核分裂の生成物として生成された原子核の検出にも使用されます。

現在、地上で宇宙線を検出する方法はいくつかありますが、これらは主に 2 つのカテゴリに分けられます。さまざまな種類の粒子検出器による広範囲空気シャワー (EAS) を形成する二次粒子の検出と、大気中の EAS から放出される電磁放射線の検出です。

粒子検出器で作られた大規模な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する。EASアレイは空の広い範囲を観測でき、90％以上の時間アクティブにすることができる。しかし、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劣る。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採用している。また、水（液体または凍結）が検出媒体として使用され、粒子は水を通過してチェレンコフ放射を生成し、それらを検出可能にする。^[75]そのため、いくつかのアレイは、シンチレータの代わりとして、またはシンチレータに加えて、水/氷チェレンコフ検出器を使用している。いくつかの検出器を組み合わせることで、一部のEASアレイは、ミューオンをより軽い二次粒子（光子、電子、陽電子）と区別する機能を備えている。二次粒子中のミューオンの割合は、一次宇宙線の質量構成を推定する1つの伝統的な方法である。

二次粒子検出の歴史的な方法としては、現在でも実証目的で使用されている霧箱^[76]を使用して、パイオンが崩壊したときに生成される二次ミューオンを検出する方法があります。特に霧箱は、広く入手可能な材料から作ることができ、高校の研究室でも作ることができます。5番目の方法は、泡箱を使用して宇宙線粒子を検出することができます。^[77]

最近では、普及しているスマートフォンカメラの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ます。^[78]この提案を活用した最初のアプリは、CRAYFIS（Cosmic RAYs Found in Smartphones）実験でした。^{[79] [80]} 2017年に、CREDO（Cosmic-Ray Extremely Distributed Observatory）コラボレーション^[81]は、Androidデバイス用の完全にオープンソースのアプリの最初のバージョンをリリースしました。それ以来、このコラボレーションは世界中の多くの科学機関、教育機関、一般の人々から関心と支持を集めています。^[82]今後の研究では、この新しい技術がどのような面で専用のEASアレイと競合できるかを示す必要があります。

2番目のカテゴリの最初の検出方法は、空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、その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、チェレンコフ放射は、媒体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です。 ^[83]これらの望遠鏡は、背景放射と宇宙線起源の放射を区別するのに非常に優れていますが、月が輝いていない晴れた夜にしかうまく機能せず、視野が非常に狭く、数パーセントの時間しかアクティブではありません。

2番目の方法は、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て生じる窒素蛍光の光を検出する。この方法は、特にEAS粒子検出器アレイと組み合わせると、最高エネルギーの宇宙線に対して最も正確である。^[84]チェレンコフ光の検出と同様に、この方法は晴れた夜に限られる。

もう一つの方法は、空気シャワーから放射される電波を検出する方法です。この技術は、粒子検出器と同様の高いデューティ サイクルを備えています。この技術の精度は、さまざまなプロトタイプ実験で示されているように、ここ数年で向上しており、少なくとも高エネルギーでは、大気のチェレンコフ光や蛍光の検出に代わる方法となる可能性があります。

宇宙線は大気中の窒素と酸素の分子をイオン化し、さまざまな化学反応を引き起こします。また、宇宙線は、次のような反応を通じて、地球の大気中に炭素 14などのさまざまな不安定同位体を継続的に生成します。

宇宙線は、1950年代初頭に地上での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 ^{[85]のレベルをほぼ一定（70トン）に保っていました[要出典] 。この事実は、放射性}炭素年代測定に使用されています。

宇宙線は、地球上の人間の年間放射線被曝量の一部を占め、地球上の人口の年間 総被曝量 3 mSv (総背景放射線量の 13%) のうち平均 0.39 mSvを占めています。しかし、宇宙線からの背景放射線量は高度とともに増加し、海抜ゼロメートル地帯では年間 0.3 mSvですが、標高の高い都市では年間 1.0 mSv となり、宇宙放射線被曝量は、これらの都市の住民の総背景放射線被曝量の 4 分の 1 にまで増加します。長距離の高高度路線を飛行する航空機の乗務員は、宇宙線により年間 2.2 mSv の追加放射線にさらされる可能性があり、電離放射線への総被曝量はほぼ 2 倍になります。     

数値は福島第一原子力発電所事故以前のものである。UNSCEARによる人為的値は、UNSCEARデータをまとめた日本の放射線医学総合研究所によるものである。

宇宙線は、電子 集積回路の回路部品の状態を変えるのに十分なエネルギーを持っているため、一時的なエラー（電子メモリデバイスのデータ破損やCPUの不正な動作など）を引き起こし、しばしば「ソフトエラー」と呼ばれる。これは衛星などの非常に高い高度にある電子機器では問題となっているが、トランジスタがますます小型化しているため、地上レベルの電子機器でも同様に懸念が高まっている。[ ^92] 1990年代のIBMの調査によると、コンピュータでは通常、1か月あたり256メガバイトのRAMにつき約1つの宇宙線誘発エラーが発生する。^[93]この問題を緩和するために、インテル社は将来の高密度マイクロプロセッサに統合できる宇宙線検出器を提案しており、プロセッサは宇宙線イベント後に最後のコマンドを繰り返すことができる。^[94] ECCメモリは、宇宙線によるデータ破損からデータを保護するために使用される。

2008年、飛行制御システムのデータ破損により、エアバスA330型機が2度にわたり数百フィート急降下し、複数の乗客と乗員が負傷した。データ破損の原因として宇宙線が調査されたが、最終的には可能性が非常に低いと判断された。^[95]

2020年8月、科学者らは、環境放射性物質や宇宙線からの電離放射線が適切に遮蔽されていない場合、量子ビットのコヒーレンス時間を大幅に制限する可能性があると報告した。これは、将来、フォールトトレラントな超伝導量子コンピュータを実現するために重要になる可能性がある。 ^{[96] [97] [98]}

銀河宇宙線は、有人宇宙船による惑星間旅行の計画を阻む最も重要な障害の1つです。宇宙線は、宇宙探査機に搭載された電子機器にも脅威を与えます。2010年、ボイジャー2号宇宙探査機の故障は、おそらく宇宙線によって引き起こされた1つのビットの反転によるものとされました。宇宙線による電子機器や人間への損傷を最小限に抑えるために、宇宙船の物理的または磁気的シールドなどの戦略が検討されてきました。^{[99] [100]}

2013年5月31日、NASAの科学者らは、2011年から2012年にかけて地球から火星へ移動中に火星科学実験室のRADによって検出された高エネルギー粒子放射線の量に基づいて、火星への有人ミッションにはこれまで考えられていたよりも大きな放射線リスクが伴う可能性があると報告した。^{[101] [102] [103]}

高度12キロメートル（39,000フィート）を飛行するジェット旅客機の乗客と乗務員は、海面にいる人々が受ける宇宙線の少なくとも10倍の放射線にさらされる。地磁気極付近の極地ルートを飛行する航空機は特に危険にさらされている。^{[104] [105] [106]}

宇宙線は雷の電気的破壊の誘発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、宇宙線の二次粒子によって引き起こされる相対論的プロセス、つまり「暴走破壊」によって引き起こされると提案されている。その後の雷放電の発達は、「従来の破壊」メカニズムを通じて起こる。^[107]

宇宙線が気候に及ぼす影響は、1959年にエドワード・P・ネイによって示唆され^[108]、1975年にはロバート・E・ディキンソンによっても示唆された。 ^[109]宇宙線は、過去に大規模な気候変動や大量絶滅を引き起こした可能性があると仮説が立てられている。エイドリアン・メロットとミハイル・メドベージェフによると、海洋生物の6200万年周期は、銀河面に対する地球の運動や宇宙線への曝露の増加と相関している。^[110]研究者らは、この宇宙線と局所的な超新星から生じるガンマ線衝撃が、がんや突然変異率に影響を与えた可能性があり、地球の気候の決定的な変化やオルドビス紀の大量絶滅に関連している可能性があると示唆している。^{[111] [112]}

デンマークの物理学者ヘンリク・スヴェンスマルクは、太陽の変化が地球上の宇宙線の流量を変調するため、結果的に雲の形成率に影響を与え、地球温暖化の間接的な原因になると主張して物議を醸している。[ ^{113] [114]スヴェンスマルクは、地球温暖化の主流の科学的評価に公然と反対する数人の科学者の一人であり、宇宙線が地球温暖化に関連しているという主張は、科学的根拠よりもイデオロギー的に偏っている可能性があるという懸念につながっている。 [115]}他の科学者は、スヴェンスマルクの仕事がずさんで一貫性がないと激しく批判している。一例は、雲データの調整で、低雲データの誤差を過小評価しているが、高雲データの誤差は過小評価していないことである。 ^[116]別の例は、「物理データの誤った取り扱い」であり、グラフは主張する相関関係を示さない。^[117]スヴェンスマルクの主張にもかかわらず、銀河宇宙線は雲量の変化に統計的に有意な影響を与えておらず、^[118]研究では地球の気温の変化と因果関係がないことが実証されている。^[119]

いくつかの研究では、近くの超新星または一連の超新星が、放射線レベルを大型海洋動物にとって危険なレベルまで大幅に増加させ、鮮新世の海洋大型動物の絶滅を引き起こしたと結論付けています。^{[120] [121] [122]}

以下に挙げる宇宙線研究の取り組みは数多くあります。

• Aspera ヨーロッパ 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。
• Konrad Bernlöhr 著「宇宙線シャワー入門」。