宇宙線（cosmic rays）

　宇宙空間に存在する高エネルギー放射線、およびそれらが地球大気に入射してつくる放射線。前者を１次宇宙線、後者を２次宇宙線という。

１次宇宙線で観測されるエネルギーE は1020eVにおよぶが、ふつうは108eV程度以上のものをいう。E が109eV以上の宇宙線の全強度（粒子の密度）は約10-1/cm2・s・srである。積分スペクトルは指数関数E -αで表わされ、αの値は1.5〜2.0である。主成分は陽子で、これを100とすると、約10の重１次線、１程度の電子、0.01以下のγ線を含む。重１次線の組成は宇宙の元素存在とほぼ似ているが、リチウム、ベリリウム、ホウ素が多く、またやや重い元素に富む。惑星間空間では、荷電粒子成分が太陽風によって影響を受けるので、１次線強度には、太陽日の１日、２７日、および１１年を周期とする変動と、地球嵐にともなう変化（宇宙線嵐ともいう）のような非周期的変化が現われる。地球の磁気圏に入ると、荷電粒子成分が地磁気の作用を受け、磁気緯度の低い地方ほど入射強度が減少し（緯度効果）、正電荷成分は西方から、負電荷成分は東方からの入射強度の方が大きくなる（東西効果）。大気中では、中間子発生をともなう空気の原子核との衝突、中間子発生をともなわない核破壊、中間子の崩壊、カスケードシャワーおよびイオン化作用などがおこる。

　この過程で生じた２次宇宙線の強度あ、地上15〜20kmに極大をもち、以後地表に近づくに従って減少する。地表での荷電粒子の鉛直強度は約10-2/cm2・s・srで、組成は約3/4がミューオン、約1/4が電子（陽電子を含む）である。他に低エネルギーのN粒子も含まれ、おもに中性子であって、14N（n,p）14Cなどの反応で14Cそのほかの放射性核種をつくる。鉛の約10cmを透過できる成分を硬成分といい、おもにミューオンで、少数のN粒子も含まれる。また透過できずに吸収される成分を軟成分といい、おもに電子（および陽電子）、光子で、少数の低エネルギー中間子も含まれる。大気の気温上昇がπ中間子の崩壊する高度でおこれば硬成分強度が増加し（正気温効果）、ミューオンの崩壊する高度でおこれば減少する（負気温効果）。気圧がますと強度は減少する（気圧効果）。高エネルギーの硬成分は地下深く侵入し、深さが水換算10kmの地底でもミューオンが検出される。宇宙線は1912年オーストリア生れのアメリカの物理学者へス（Hess, Victor Francis, 1883.6.24-1964.12.17）によってはじめて見出された。陽電子、中間子、Λ粒子をはじめ多くの素粒子は２次宇宙線の中ではじめて発見され、素粒子物理学の発展に寄与した。ヘスは1936年度のノーベル物理学賞を受賞した。

●

　⇒　プレートテクトニクス（plate tectonics）