宇宙线（亦称宇宙射线）是由来自外太空的高能粒子射线。主要由核子构成，其中包括约87%质子，12%α粒子（氦核子），其余大部分是原子核、电子、γ射线和超高能微中子也构成一小部分宇宙射线。宇宙线粒子的动能跨越十四个数量级，而地球表面的宇宙线流量大约随着能量的反平方而降。大量不同的粒子能量反映着多样性的源头。宇宙射线产自可视宇宙中所有太阳中的高能反应。它们的能量可以达到1020 eV。许多人投入了宇宙线以及更高能粒子的研究中。
组成编辑本段回目录
初级宇宙线主要由各种原子核以及电子﹑中微子﹑X射线和γ射线光子构成。
宇宙线宇宙线原子核
大部分(约87％)是氢原子核──质子﹐约12％是氦原子核──α粒子﹐少量锂﹑铍﹑硼和碳﹑氮﹑氧的原子核﹐还有极少量的重元素原子核。对于平均动能为每核子数百兆电子伏的能区﹐初级宇宙线原子核相对丰度分布
如果采用每核子电子伏作能量单位﹐除重元素外﹐各种宇宙线原子核有类似的能量分布。
电子
1961年直接观测到初级宇宙线中的电子。电子的流强约为质子流强的 1％。测得的初级电子能谱形状见图2。能量高于10电子伏的初级电子成分中﹐正电子仅占10％左右。
X射线和γ射线
1962年开始观测到非太阳起源的宇宙X射线﹐宇宙γ射线则迟至七十年代才观测到﹐在10～10电子伏能区﹐各向同性的X和γ射线背景能谱可以近似地用一个幂律谱表示。
探测编辑本段回目录
宇宙射线中的核子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。核子与其它物质有着强
宇宙线烈的感应，所以当宇宙线接近地球时，便开始于大气层气体中的核子撞击。在粒子雨的过程中，这些碰撞产生很多π介子和K介子，这些很快衰退为μ子的不稳定介子。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，那么它们一定产自同一次粒子雨。
如今，新的探测手段能够不通过粒子雨这个现象检测这些高能粒子，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。
发现编辑本段回目录
二十世纪初﹐在研究空气的导电性时﹐觉察到有某种未知的射线不断地引起空气电离。1911～1912年﹐奥地利物理学家黑斯用气球载电离室上升至离地面五公里高度﹐发现气体的导电性随气球升高而显著增加﹐证明这种射线不是从地
宇宙线面发出的﹐而是由地球外的空间射来的﹐故名宇宙线。在发现宇宙线的初期﹐以为初级宇宙线是高能γ射线。三十年代发现﹐在地磁纬度高的地方﹐宇宙线较强。这种纬度效应表明﹐初级宇宙线中存在荷电离子﹐这种能量低的宇宙线荷电粒子因受地磁场作用而偏转﹐所以不能到达地球。此外还观测到来自西面的宇宙线比来自东面的多﹐宇宙线强度的东西效应表明﹐初级宇宙线大部分是带正电的粒子。
宇宙线粒子进入地球大气后﹐同大气中的原子发生作用﹐逐渐损失能量。一般把同大气作用前的宇宙线粒子称为初级宇宙线﹐把作用后的粒子以及作用中产生的各种粒子称为次级宇宙线。在地面探测到的﹐除中微子外﹐几乎都是次级宇宙线。按照穿透物质能力的大小﹐次级宇宙线大致可以分为硬成分和软成分。硬成分包括穿透能力很强的μ 介子﹐还有质子﹑中子和π 介子等强作用粒子。软成分包括电子﹑正电子和光子﹐它们能够被数厘米厚的铅全部吸收。
宇宙射线历史记录编辑本段回目录
贝克勒耳1896年发现放射性后，许多人认为大气中的电流（地球大气层的电离）仅来自于土中放射性物质或产生出的放射性气体（氡气的同位素）的辐射。1900至1910年，十年内逐增高度的电离率测量显示出一个能够通过空气对电离辐射的吸收解释的降值。其后，赫斯于1912年利用一个热气球，带着三台静电计，登上了5300米的高空。他探测到电离率增长到大约地面率的四倍。他得出的结论是“我的观察结果最好的解释是设想一种高穿透力的射线从上部进入大气层。”赫斯因为这次后人命名为“宇宙线”（cosmic rays）的发现于1936年获得诺贝尔物理学奖。
传播编辑本段回目录
宇宙线的荷电粒子传播时受到星际磁场和行星际磁场的影响。
各向同性 宇宙线荷电粒子在银河系空间传播时﹐星际磁场使粒子运动路径弯曲﹐而沿著一条螺旋线运动﹐它们到达地球时的方向已经不是宇宙线源的方向了。初级宇宙线荷电粒子是各向同性地从各个方向射到地球的。能量超过10电子伏的极高能宇宙线粒子﹐在银河系磁场中运动路径的曲率半径﹐超过银盘的厚度﹐银河系磁场对其运动的影响很小。但是﹐观测超过10电子伏的宇宙线入射方向﹐没有发现明显的方向性。
太阳调制编辑本段回目录
太阳风所携带的太阳磁场﹐在行星际空间造成高速运动的不规则磁场。由于受到太阳风磁场的散射﹐进入太阳系的较低能量宇宙线原子核数目减少﹐在太阳活动期﹐太阳风速度较高﹐对宇宙线强度的调制作用增大﹐使到达地球的宇宙线强度减小。能量低于每核子2×10电子伏的宇宙线的流强﹐随著太阳活动强弱有以 11年为周期的变化。
来源 银河系内恒星所能发射的粒子﹐只占银河宇宙线中的一小部分﹐银河宇宙线必然来源于比普通恒星活动激烈得多的爆发过程。一般认为﹐大多数宇宙线荷电粒子来源于超新星爆发﹐以及爆发后形成的超新星遗迹。银河系超新星爆发的平均输出功率﹐可以维持银河宇宙线。脉冲星也可能是高能宇宙线粒子的一个重要来源。未发现能量高于 10电子伏的极高宇宙线有明显的方向性﹐这表明它们必然来源于银河系外。初级宇宙线能谱在10～10电子伏处变陡﹐也表明能量高于10电子伏的粒子主要来源于银河系外。河外星系的平均空间密度很低﹐故河外区域一定存在比银河系强大得多的宇宙线粒子源。能量高于10电子伏的质子﹐因与微波背景光子作用产生电子对而损失能量﹐故在10电子伏以上的宇宙线能谱必然变陡。但是﹐这种现象并没有观测到。因此﹐极高能量宇宙线粒子的来源和传播问题仍然很不清楚。
宇宙线天文学 编辑本段回目录
初级宇宙线中的各种粒子是人类能直接获得的太阳系外物质的唯一样品。观测初级宇宙线中元素和同位素的丰度分布﹐是研究恒星晚期演化过程的一个重要途径。分析各种成分和各种能量宇宙线粒子的时间变化﹐可以研究太阳系和银河系磁场的状况﹔分析宇宙线粒子轰击地球﹑陨石﹑月球和行星表面物质所形成的放射性同位素﹐是研究这些天体和太阳系以及银河系历史的一个重要方法。对宇宙 X射线和γ射线的观测﹐发现了不少重要的高能天体和高能天体物理现象(见 X射线天文学﹑γ射线天文学)。由于中微子的穿透本领很强﹐探测宇宙中微子有可能了解星体核心的情况(见中微子天文学)﹐所以宇宙线天文学是高能天体物理学一个重要分支。使用各种粒子探测器进行天文观测﹐是宇宙线天文学的一个主要特点。除中微子外﹐初级宇宙线粒子在进入地球大气后﹐都因同空气物质作用而被吸收﹐因此必须把粒子探测器用气球﹑火箭或人造卫星送上高诈o在大气外进行观测。利用高空气球﹐可以观测宇宙线荷电粒子以及能量高于 10千电子伏的硬X射线和γ射线。软 X射线必须在火箭或人造卫星上观测。测量能量很低的宇宙线原子核﹐则必须在能摆脱地磁场影响的空间探测器上进行。对于能量高于 10电子伏的宇宙线原子核﹐以及能量高于10电子伏的宇宙γ射线﹐可以在地面探测它们在大气中产生的空气簇射。
