宇宙線

宇宙フラックスと地球大気圏上層における粒子エネルギー
左の画像：霧箱を通過した宇宙線ミューオンは、中央の金属板で小さな角度で散乱し、霧箱から出ていきます。右の画像：宇宙線ミューオンは板を通過した後にかなりのエネルギーを失い、磁場内での軌道の曲率が増加することからそれが分かります。

宇宙線または宇宙粒子は、高エネルギー粒子または粒子群（主に陽子または原子核に代表される）であり、ほぼ光速で宇宙空間を移動する。これらは太陽系外の天の川銀河[ 1 ]、遠方の銀河[ 2 ] 、そして太陽から発生する。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、彼はこの功績により1936年のノーベル物理学賞を受賞した。[ 3 ]

1950年代後半に最初の衛星が打ち上げられて以来、特に低エネルギーの宇宙線の直接測定が可能になった。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、宇宙線の研究のための衛星や宇宙探査機に使用されている。[ 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ことを示す証拠として解釈されている。[ 6 ] 2018年にブレーザーTXS 0506+056からニュートリノとガンマ線が観測された結果、活動銀河核も宇宙線を生成していることが判明した。[ 7 ] [ 8 ]

語源

光線（光学光線など）という用語は、宇宙線の透過力から、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様々な高エネルギー粒子であるという認識が広まったため、「光線」という用語は、陰極線、陰極線、アルファ線、ベータ線などの既知の粒子と一致する。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を持たない）、光子エネルギーに応じてガンマ線やX線などの一般的な名称で知られている。

構成

地球の大気圏外で発生する一次宇宙線のうち、約99%は普通の原子のむき出しの原子核（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%はアルファ粒子（ヘリウム原子核と同一）、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。この残りの部分の正確な性質は、活発に研究されている分野である。 2019年現在、地球軌道からの反アルファ粒子の積極的な探索[ 12 ]では、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の破片に変え、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、ミューオンを放出します。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まで到達します。地表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します。[ 15 ]これらのミューオンは、自然放射能とともに、地表レベルの大気電離の重要な原因であり、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りました。

エネルギー

宇宙線は、大気や磁場の保護外でマイクロエレクトロニクスや生命に与える損傷のため、実用的に大きな関心を集めており、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ます。20 eV [ 16 ] （これは、大型ハドロン衝突型加速器で加速される粒子の設計エネルギーである7テラ電子[TeV]（7.0×1012 eV）の1000万倍をわずかに上回る。 [ 17 ] ）このような莫大なエネルギーは、活動銀河核における加速の遠心力機構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、時速90キロメートル[km/h]（56 mph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を調査することに関心が集まっている。 [ 19 ]しかし、ほとんどの宇宙線はそれほど極端なエネルギーを持っておらず、宇宙線のエネルギー分布は300メガ電子ボルト[MeV]（4.8×10−11J）でピークに達します。 [ 20 ]  

歴史

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上がる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して説明できます。[ 22 ]

発見

パチーニは1910年に測定を行いました。

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電位計を開発し、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、彼の物理学雑誌に掲載された論文は広く受け入れられませんでした。1911年、ドメニコ・パチーニは湖の上、海の上、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測しました。パチーニは水中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と結論付けました。[ 24 ]

1912年、ヴィクトル・ヘスは3台の高精度ウルフ電位計[ 3 ]を自由気球で高度5,300メートルまで運び、電離率が地上の2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時期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大部分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量の増加を観測した。[ 3 ]彼は「観測結果は、非常に高い透過力を持つ放射線が上空から大気圏に侵入す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・コルヘルスターは高度9キロメートルで電離エンタルピー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裏付けた。[ 26 ] [ 27 ]

1912年にヘスが測定した高度による電離の増加（左）とコルヘルスターが測定した高度による電離の増加（右）

ヘスはこの発見により1936年にノーベル物理学賞を受賞した。[ 28 ] [ 29 ]

ヘスは1912年に気球飛行を終えて着陸した。

識別

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・レーゲン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、深海に沈められたりして測定する自己記録型電気計の技術は、前例のないほど完成度が高まりました。これらの科学者たちのおかげで、高度と深度の関数として宇宙線の電離を測定する、これまでで最も正確な測定法のいくつかが実現しました。[ 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、そして地球全体で宇宙線による電離の測定を行い、宇宙線という用語を作り出した。ミリカンは、自身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た。そして彼は、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・クレイは熱帯地方から中緯度地方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 ]この証拠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はずであることを示している。 1929年、ボーテとコルヘルスターは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過程からの光子では到底生成できない。

1930年、ブルーノ・ロッシは、東から到達する宇宙線と西から到達する宇宙線の強度に、一次粒子の電荷に依存する差、いわゆる「東西効果」があると予測しました。[ 34 ] 3つの独立した実験[ 35 ] [ 36 ] [ 37 ]により、実際には西からの強度の方が大きいことが判明し、ほとんどの一次粒子が正電荷であることが証明されました。1930年から1945年にかけて、様々な調査が行われ、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ました。1948年には、気球で大気圏上層付近まで運ばれた原子核乾板による観測により、一次粒子の約10%がヘリウム原子核（アルファ粒子）、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ました。[ 38 ] [ 39 ]

ロッシは東西効果を測定する装置の試験中に、2台の離れたガイガーカウンターから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高いことを観察した。実験報告書の中で、ロッシは「…時折、記録装置が非常に広範囲にわたる粒子のシャワーに見舞われ、互いに離れた場所に設置された2台のカウンター間でも同時発生が起こるようだ」と記している。[ 40 ] 1937年、ロッシの以前の報告を知らなかったピエール・オージェは同じ現象を発見し、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空の空気原子核と相互作用し、二次的な相互作用の連鎖を引き起こし、最終的に電子と光子のシャワーとなって地表に到達すると結論付けた。[ 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ラジオゾンデを用いて宇宙線を初めて観測した人物である。1935年4月1日、彼は2つのガイガーカウンターをアンチ・コインシデンス回路に組み込み、二次的な放射線シャワーをカウントしないようにして、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、電子による陽電子の散乱確率を表す式を導出しました。このプロセスは現在バーバ散乱として知られています。 1937年にウォルター・ハイトラーと共同で発表された彼の代表的な論文は、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を記述しています。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って宇宙線シャワーが形成されることを説明しました。[ 44 ] [ 45 ]

エネルギー分配

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大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を使用しました。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の20乗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大気シャワー実験は現在、国際的な物理学者コンソーシアムによってアルゼンチンのパンパにある場所で運営されています。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・オージェ共同研究グループの科学者らが引き継いだ。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 ]遠距離（約1億6000万光年）からの宇宙線のエネルギーには、宇宙のビッグバン起源からの残留光子との相互作用により10 20  eVを超えると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や宇宙論に重要な影響を与えると期待されている。現在、ピエール・オージェ観測所は精度を向上させるとともに、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超の 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ついに発見されました。[ 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%をはるかに下回る強度で個別に特定されました。それ以来、数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、銀河系内の離散的かつ拡散した源から発生する狭いガンマ線強度帯と、天球全体に分布する多数の点状の銀河系外源を示す地図を作成しました。

太陽変調

太陽変調理論は、宇宙線が太陽圏を通過する際に、太陽風と磁場の影響を受けて強度がどのように変化するかを説明する。[ 49 ]太陽活動周期は、宇宙線が地球に到達する太陽​​風の磁場に変動をもたらす。太陽変調とは、11年周期と22年周期の太陽活動によって引き起こされる宇宙線強度の準周期的変化である。[ 50 ] [ 51 ]

パーカー輸送方程式

パーカー輸送方程式（ユージン・パーカーにちなんでパーカー方程式とも呼ばれる）は、天体プラズマ中の高エネルギー粒子の加速と輸送を記述する運動方程式である。この方程式は、座標空間と運動量空間の両方における拡散項を含む。この方程式は高エネルギー粒子の輸送を研究するために用いられ、宇宙線加速のメカニズム（拡散衝撃波加速）もそこから導くことができる。この方程式はまた、「超新星残骸衝撃波における宇宙線の加速、コロナ質量放出による衝撃波における太陽高エネルギー粒子の加速と輸送、そして太陽風終結衝撃波における高エネルギー粒子の加速と輸送」を研究するためにも用いられる。[ 52 ]

1次元のパーカー輸送方程式は次の通りである: [ 52 ]

∂f∂t+あなた∂f∂×−∂∂×（け∂f∂×）−p3∂あなた∂×∂f∂p−1p2∂∂p（p2Dpp∂f∂p）＝質問{\displaystyle {\frac {\partial f}{\partial t}}+U{\frac {\partial f}{\partial x}}-{\frac {\partial }{\partial x}}\left(k{\frac {\partial f}{\partial x}}\right)-{\frac {p}{3}}{\frac {\partial U}{\partial x}}{\frac {\partial f}{\partial p}}-{\frac {1}{p^{2}}}{\frac {\partial }{\partial p}}\left(p^{2}D_{pp}{\frac {\partial f}{\partial p}}\right)=Q}

どこ：

  • f（×、p、t）{\displaystyle f(x,p,t)}エネルギー粒子の全方向分布関数である
  • あなた{\displaystyle U}プラズマ（流体）のバルク速度
  • け（×、p）{\displaystyle k(x,p)}空間拡散係数
  • Dpp{\displaystyle D_{pp}}運動量空間における拡散係数である
  • 質問{\displaystyle Q}はソース用語です
  • p{\displaystyle p}勢いは
  • ×{\displaystyle x}位置は
  • t{\displaystyle t}彼らは時間です

出典

宇宙線の発生源に関する初期の推測としては、1934年にバーデとツビッキーが超新星から宇宙線が発生源であると提唱したことが挙げられる。[ 53 ] 1948年にはホレス・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 ]その後、関戸ら（ 1951年）が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・オージェ観測所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 ]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。 [ 58 ]

2009年、超新星が宇宙線の発生源として「特定された」と発表されました。これは、超大型望遠鏡（ VLT）のデータを用いたグループによる発見でした。[ 59 ]しかし、この分析は2011年にPAMELAのデータによって反論されました。PAMELAは、「[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、宇宙線の形成過程がより複雑であることを示唆しました。[ 60 ]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から、超新星が実際に宇宙線の発生源であり、各爆発で約3×10 42～3×10 43 Jの宇宙線が生成されることが明らかになりました。[ 5 ] [ 6 ] 

衝撃波面の加速（超新星および活動銀河核の理論モデル）：入射陽子は 2 つの衝撃波面の間で宇宙線の高エネルギー成分のエネルギーまで加速されます。

しかし、超新星は全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ある。[ 61 ]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、物理学者は衝撃波面の加速を妥当性の議論として用いている（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を観測したと発表しました[ 62 ] 。銀河中心は赤方偏移領域にあるため、この異方性は最高エネルギー宇宙線の銀河外起源の証拠と解釈できます。これは、銀河系から銀河系外へのエネルギー遷移が存在し、異なるエネルギー範囲に寄与する異なる種類の宇宙線源が存在する可能性があることを示唆しています。

種類

宇宙線は2つの種類に分けられます。

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

一次宇宙粒子が大気の分子と衝突し、空気シャワーが発生します。

宇宙線は一次宇宙線として発生し、これは様々な天体物理学的プロセスによって生成される。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で発生する二次宇宙線には、光子、ハドロン、レプトン（電子、陽電子、ミューオン、パイオンなど）が含まれる。後者の3つは宇宙線で初めて検出された。

一次宇宙線

一次宇宙線は主に太陽系外、時には天の川銀河外から発生する。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元素存在比 24% とほぼ同じである。[ 63 ]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、宇宙線中にはより多く（≈ 1%）存在する。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、たとえ比較的少ないとしても、宇宙飛行士の宇宙空間での放射線量への寄与は大きい。

この存在比の違いは、二次宇宙線の形成過程に起因しています。炭素と酸素の原子核は星間物質と衝突し、リチウム、ベリリウム、ホウ素を生成します。これは宇宙線核破砕の一例です。また、鉄とニッケルの原子核が星間物質と衝突することで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も核破砕によるものです。[ 64 ]

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比が大きくなります。現在の実験は、高エネルギーにおける組成をより正確に測定することを目指しています。

一次宇宙線反物質

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。これらは一次宇宙線を構成する粒子の1%未満に相当します。これらはビッグバン由来の大量の反物質の産物でも、宇宙に存在する複雑な反物質でもないようです。むしろ、エネルギー過程において新たに生成された、これら2つの素粒子のみで構成されていると考えられます。

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。[ 65 ] [ 66 ] 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275 ± 32 GeVのエネルギー付近で、電子+陽電子イベント全体の約16%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。陽電子の絶対流束も500 GeVより前で低下し始めるが、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。[ 67 ]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。[ 68 ]

宇宙線反陽子は、通常の物質中の陽子よりもはるかに高い平均エネルギーを持っています。地球に到達する時点では、反陽子は2GeVという最大エネルギー特性を持っており、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ることを示しています。[ 69 ]

宇宙線中には、反ヘリウム原子核（反アルファ粒子）のような複雑な反物質原子核の存在を示す証拠は見つかっていない。これらは現在、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STS-91に搭載され宇宙に打ち上げられた。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とした。[ 70 ]

宇宙線に映る月
月のミューオン影
スーダン2検出器で地下700メートルで検出された二次ミューオンに見られる月の宇宙線の影
ガンマ線で見た月
コンプトン・ガンマ線観測所が捉えた月。20MeVを超えるエネルギーのガンマ線。これらは月面への宇宙線の衝突によって生成される。[ 71 ]

二次宇宙線

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、ミューオン、電子、ニュートリノ、中性子など、より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。[ 72 ]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ながら進み続けます。

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ますが、ほとんどのニュートリノはそれ以上の相互作用をせずに地球を横断します。その他は光子に崩壊し、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に由来する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、ガンマ線望遠鏡による高エネルギーガンマ線の観測によって間接的に検出されます。これらのガンマ線は、約10MeVを超える高エネルギーであるため、放射性崩壊過程とは区別されます。

宇宙線フラックス

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ます。[ 73 ]

上層大気への入射宇宙線のフラックスは、太陽風、地球磁場、そして宇宙線のエネルギーに依存します。 太陽から約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、低エネルギー（≤ 1 GeV）でのフラックスを約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。

上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のフラックスに寄与しています。以下の表は、地球に到達する宇宙線の分数周波数を示しています[ 74 ]。これは、地表に到達する低エネルギー放射線から推定されたものです[ 75 ] 。

宇宙線の相対的な粒子エネルギーと速度
粒子エネルギー（eV） 粒子速度（m −2 s −1）
1 × 10 9 ( GeV ) 1 × 10 4
1 × 10 12 ( TeV ) 1
1 × 10 16 (10  PeV ) 1 × 10 −7
1 × 10 20 (100  EeV ) 1 × 10 −15

かつては、宇宙線フラックスは時間経過に伴ってほぼ一定であると考えられていました。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倍の変化を遂げたことが示唆されています。[ 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それ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≈1 eV/cm 3であり、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に匹敵する。[ 77 ]

検出方法

VERITASの空気チェレンコフ望遠鏡アレイ。

検出方法には主に2つの種類があります。1つ目は、宇宙空間または高高度における気球搭載機器を用いた一次宇宙線の直接検出です。2つ目は、二次粒子、すなわち高エネルギーにおける広範囲の空気シャワーの間接検出です。宇宙空間や気球搭載機器を用いた空気シャワー検出の提案や試作はいくつかありますが、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す。しかし、重量とサイズの制約により、検出器の選択肢は限られています。

直接検出法の一例として、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用に開発した核飛跡に基づく方法があります[ 78 ] 。この方法では、0.25  mm厚の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、宇宙空間または高高度で宇宙線に直接さらします。核電荷によってプラスチックの化学結合が切断され、イオン化が起こります。プラスチック積層の最上部では、宇宙線の速度が高いため、イオン化は少なくなります。積層中の減速により宇宙線の速度が低下すると、経路に沿ってイオン化が増加します。その結果、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」、つまりゆっくりと溶解されます。この溶液は、表面の物質をゆっくりとした既知の速度で除去します。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します。結果として、プラスチックに円錐状のエッチピットが形成されます。エッチピットは高倍率顕微鏡（通常 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。

この技術は、1から92までの原子核それぞれに固有の曲線を描き、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特定することができます。経路に沿った電離が広範囲に及ぶほど、電荷は高くなります。この技術は宇宙線の検出に加えて、核分裂によって生成された原子核の検出にも用いられます。

間接検出

現在使用されている地上での宇宙線検出方法はいくつかあり、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域空気シャワー (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、粒子が通過してチェレンコフ放射を発生させ、それらを検出可能にする検出媒体として水（液体または凍結）も使用される。 [ 79 ]そのため、多く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）と区別する機能を持っている。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、現在でも実証目的で使用されている霧箱[ 80 ]を用いて、パイ中間子の崩壊時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。霧箱は広く入手可能な材料で作ることができ、高校の実験室でも容易に製作できます。5つ目の方法として、泡箱を用いる方法があり、宇宙線粒子の検出に用いることができます。[ 81 ]

最近では、普及しているスマートフォンのカメラの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。[ 82 ]この提案を利用した最初のアプリは、CRAYFIS（スマートフォンで見つかった宇宙線）実験でした。[ 83 ] [ 84 ] 2017年に、CREDO（宇宙線極度分散型観測所）コラボレーション[ 85 ]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、コラボレーションは世界中の多くの科学機関、教育機関、一般の人々の関心と支持を集めています。[ 86 ]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。 [ 87 ]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のみ適切に機能し、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て生じる窒素蛍光を検出する方法です。この方法は、特にEAS粒子検出器アレイと組み合わせることで、最高エネルギーの宇宙線に対して最も正確な検出が可能です。[ 88 ]チェレンコフ光の検出と同様に、この方法は晴天の夜間に限られます。

もう一つの方法は、空気シャワーから放出される電波を検出することです。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、様々なプロトタイプ実験によって示されているように、近年向上しており、少なくとも高エネルギー領域においては、大気チェレンコフ光や蛍光の検出に代わる選択肢となる可能性があります。

効果

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、様々な化学反応を引き起こします。また、宇宙線は、地球の大気圏において 、炭素14などの不安定同位体の継続的な生成にも関与しています。

n + 14 N → p + 14 C

宇宙線の影響により、大気中の炭素14 [ 89 ]濃度は、少なくとも過去10万年間、1950年代初頭に地上核実験が始まるまで、ほぼ一定（70トン）に保たれていました。この事実は、放射性炭素年代測定に利用されています。

一次宇宙線の反応生成物、放射性同位体の半減期、生成反応

  • 水素1（安定）：窒素と酸素からの核破砕、核破砕による中性子の崩壊
  • ヘリウム3（安定）：核破砕またはトリチウムから
  • ヘリウム4（安定）：破砕によりアルファ線を発生する
  • トリチウム（12.3年）：14 N（n、3 H）12 C（核破砕）
  • ベリリウム7（53.3日）
  • ベリリウム10（139万年）: 14 N(n,p α) 10 Be（核破砕）
  • 炭素14（5730年）：14 N（n, p）14 C（中性子放射化）
  • ナトリウム-22（2.6年）
  • ナトリウム-24（15時間）
  • マグネシウム-28（20.9時間）
  • シリコン31（2.6時間）
  • シリコン32（101年）
  • リン32（14.3日）
  • 硫黄35（87.5日）
  • 硫黄38（2.84時間）
  • 塩素-34 m（32分）
  • 塩素36（30万年）
  • 塩素38（37.2分）
  • 塩素39（56分）
  • アルゴン39（269年）
  • クリプトン85（10.7年）[ 90 ]

周囲放射線における役割

宇宙線は、地球上の人類が受ける年間放射線被曝量の一部を占め、地球上の人口が受ける年間 総放射線被曝量3mSv（総自然放射線被曝量の13%）のうち、平均0.39mSvに相当します。しかし、宇宙線からの背景放射線被曝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0.3mSv 、高地の都市では年間1.0mSvとなり、これらの都市の住民が受ける背景放射線被曝量の4分の1を占めることになります。長距離の高高度路線を飛行する航空機乗務員は、宇宙線によって年間2.2mSvの追加放射線被曝を受ける可能性があり、電離放射線被曝量はほぼ倍増します。     

年間平均放射線被曝量（ミリシーベルト）
放射線 非科学的証拠[ 91 ] [ 92 ]プリンストン[ 93 ]ワ州[ 94 ]文部科学省[ 95 ]述べる
タイプソース世界平均標準範囲私たち私たち日本
自然空気1.260.2～10.0 a2.292.000.40主にラドン由来で、(a)は屋内でのラドンガスの蓄積に依存します。
内部0.290.2～1.0 b0.160.400.40主に食品中の放射性同位元素（40 K、14 Cなど）から摂取されます（b）食生活によって異なります。
地上0.480.3～1.0 c0.190.290.40(c)土壌の組成と構造物の建築材料によって異なります。
宇宙0.390.3～1.0日0.310.260.30(d)一般的に標高とともに増加します。
小計2.401.0～13.02.952.951.50
人工的な医学0.600.03～2.03.000.532.30
フォールアウト0.0070～1歳以上––0.011963年（部分的核実験禁止条約締結前）にピークに達し、 1986年に急上昇した。核実験場や事故現場の近くでは依然として高い水準にある。米国では、放射性降下物は他のカテゴリーに組み込まれている。
その他0.00520～200.250.130.001職業上の平均年間被ばく量は0.7 mSvです。鉱山労働者の被ばく量はさらに高くなります。原子力発電所付近の住民は、さらに年間約0.02 mSvの被ばく量を受けています。
小計0.60から10まで3.250.662.311
合計3.000から10まで6.203.613.81

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

電子機器への影響

宇宙線は、電子集積回路内の回路部品の状態を変化させるのに十分なエネルギーを持っており、一時的なエラー（電子メモリデバイスのデータ破損やCPUの誤動作など）を引き起こすことがよくあります。これは、しばしば「ソフト エラー」と呼ばれます。これは、衛星などの非常に高い高度にある電子機器で問題となってきましたが、トランジスタがますます小型化されるにつれて、地上レベルの電子機器でも同様に懸念が高まっています。[ 96 ] 1990 年代のIBMの調査によると、コンピューターでは通常、1 か月あたりRAM 256 MB あたり約 1 件の宇宙線誘発エラーが発生します。[ 97 ]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ーに統合できる宇宙線検出器を提案しています。これにより、プロセッサー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ます。[ 98 ] ECC メモリーは、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ます。

2008年、エアバスA330型機の飛行制御システムのデータ破損により、機体は2度にわたり数百フィート（約100メートル）急降下し、複数の乗客と乗員が負傷しました。データ破損の原因として宇宙線の可能性も調査されましたが、最終的には可能性が非常に低いと判断されました。[ 99 ]

2020年8月、科学者たちは、環境中の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ました。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ります。 [ 100 ] [ 101 ] [ 102 ]

航空宇宙旅行における重要性

銀河宇宙線は、有人宇宙船による惑星間旅行計画の最大の障壁の一つです。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年には、ボイジャー2号宇宙探査機の故障が、おそらく宇宙線によって引き起こされた1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体への被害を最小限に抑えるため、宇宙船の物理的遮蔽や磁気遮蔽といった対策が検討されてきました。[ 103 ] [ 104 ]

2013年5月31日、NASAの科学者たちは、 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はこれまで考えられていたよりも大きな放射線リスクを伴う可能性があると報告した。[ 105 ] [ 106 ] [ 107 ]

地球から火星への探査機RADによるMSL （2011～2013年）の旅で検出された放射線量を含む放射線量の比較。[ 105 ] [ 106 ] [ 107 ]

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組員は、海面にいる人々が浴びる宇宙線量の少なくとも10倍の放射線量にさらされます。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ます。[ 108 ] [ 109 ] [ 110 ]

雷における役割

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、宇宙線二次粒子を起点とする相対論的過程、すなわち「暴走破壊」によって誘発されると考えられている。その後、雷放電は「従来型破壊」メカニズムによって発達する。[ 111 ]

気候変動における想定される役割

宇宙線の気候における役割は、1959年にエドワード・P・ネイによって示唆され[ 112 ] 、 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。 [ 113 ]過去には宇宙線が大きな気候変動や大量絶滅の原因となっ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。[ 114 ]研究者らは、この宇宙線と局所的な超新星に由来するガンマ線衝撃が癌や突然変異率に影響を与え、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。[ 115 ] [ 116 ]

デンマークの物理学者ヘンリク・スヴェンスマルクは、太陽の変動が地球上の宇宙線フラックスを変調させるため、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となると主張して物議を醸している。[ 117 ] [ 118 ]スヴェンスマルクは、地球温暖化に関する主流の科学的評価に公然と反対する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、科学的根拠に基づいているというよりも、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。[ 119 ]他の科学者は、スヴェンスマルクの仕事のずさんさと一貫性のなさを激しく批判している。一例は、雲量の少ないデータの誤差を過小評価する一方で、雲量の多いデータの誤差は過小評価していない雲データの調整である。[ 120 ]もう1つの例は、「物理データの不適切な取り扱い」により、主張する相関関係がグラフに示されないことである。[ 121 ]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、[ 122 ]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ます。[ 123 ]

大量絶滅の要因となる可能性

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、大型海洋動物にとって危険なレベルまで放射線レベルを大幅に増加させ、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。[ 124 ] [ 125 ] [ 126 ]

研究と実験

以下に挙げたように、宇宙線研究の取り組みは数多くあります。

地上ベース

衛星

気球搭載型

参照

参考文献

  1. ^ Sharma, Shatendra (2008). Atomic and Nuclear Physics . Pearson Education India. p. 478. ISBN 978-81-317-1924-4。
  2. ^ 「はるか遠くの銀河からの宇宙線を検出」サイエンス・デイリー、2017年9月21日。 2017年12月26日閲覧。
  3. ^ a b c d「1936年ノーベル物理学賞受賞式スピーチ」 Nobelprize.org、1936年12月10日。 2013年2月27日閲覧。
  4. ^ Cilek, Vaclav編 (2009). 「地球への宇宙の影響」 . 『地球システム：歴史と自然変動』 第1巻. Eolss Publishers. p. 165. ISBN 978-1-84826-104-4。
  5. ^ a b Ackermann, M.; Ajello, M.; Allafort, A.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; et al. (2013年2月15日). 「超新星残骸における特徴的なパイ中間子崩壊の兆候の検出」. Science . 339 ( 6424): 807– 811. arXiv : 1302.3307 . Bibcode : 2013Sci...339..807A . doi : 10.1126/science.1231160 . PMID 23413352. S2CID 29815601 .  
  6. ^ a bピンホルスター、ジンジャー（2013年2月13日）「宇宙線は爆発する星から来るという証拠」（プレスリリース）ワシントンD.C.：アメリカ科学振興協会。
  7. ^ Abramowski, A.; et al. (HESS Collaboration) (2016). 「銀河中心におけるペタ電子ボルト陽子の加速」Nature . 531 (7595): 476– 479. arXiv : 1603.07730 . Bibcode : 2016Natur.531..476H . doi : 10.1038/nature17147 . PMID 26982725 . S2CID 4461199 .  
  8. ^ Aartsen, Mark; et al. (IceCube Collaboration) (2018年7月12日). 「IceCube-170922A警報発令前のブレーザーTXS 0506+056方向からのニュートリノ放出」. Science . 361 ( 6398): 147–151 . arXiv : 1807.08794 . Bibcode : 2018Sci...361..147I . doi : 10.1126/science.aat2890 . ISSN 0036-8075 . PMID 30002248. S2CID 133261745 .   
  9. ^クリスチャン、エリック. 「宇宙線は電磁波か？」 NASA. 2000年5月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年12月11日閲覧。
  10. ^ a b「宇宙線とは何か？」ゴダード宇宙飛行センター NASA. 2012年10月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年10月31日閲覧。「ミラーコピー、アーカイブ化もされている」 。2016年3月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  11. ^ Dembinski, H.; et al. (2018). 「10 GeVから10^11 GeVまでの宇宙線フラックスと質量組成のデータ駆動モデル」 . Proceedings of Science . ICRC2017: 533. arXiv : 1711.11432 . doi : 10.22323/1.301.0533 . S2CID 85540966 . 
  12. ^ 「宇宙線」ゴダード宇宙飛行センター. imagine.gsfc.nasa.gov . サイエンスツールボックス.アメリカ航空宇宙局. 2019年3月23日閲覧。
  13. ^ブライアン・レスニック（2019年7月25日）「極めて強力な宇宙線が私たちに降り注いでいる。それがどこから来るのか誰も知らない」 Vox Media . 2022年12月14日閲覧。
  14. ^ Sovilj MP, Vuković B, Stanić D (2020). 「国際線における電離放射線被ばく評価の改善における中性子モニターの遡及的使用の潜在的利点：太陽活動の急激な変化時における中性子受動線量計測定とEPCARDシミュレーションから生じる問題」 . Arhiv Za Higijenu Rada I Toksikologiju . 71 (2): 152– 157. doi : 10.2478 / aiht-2020-71-3403 . PMC 7968484. PMID 32975102 .  
  15. ^ CERN https://home.cern/science/physics/cosmic-rays-particles-outer-space
  16. ^ Nerlich, Steve (2011年6月12日). 「望遠鏡なしの天文学 ― 『オーマイゴッド』粒子」 . Universe Today . 2013年2月17日閲覧。
  17. ^ 「LHC：ガイド」 .大型ハドロン衝突型加速器. FAQ：事実と数字.欧州原子核研究機構（CERN）. 2021年. p. 3. 2022年10月9日閲覧。
  18. ^ Gaensler, Brian (2011年11月). 「Extreme speed」 . COSMOS . No. 41. 2013年4月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  19. ^ Anchordoqui, L.; Paul, T.; Reucroft, S.; Swain, J. (2003). 「超高エネルギー宇宙線：オージェ観測所以前の最先端技術」. International Journal of Modern Physics A. 18 ( 13): 2229– 2366. arXiv : hep-ph/0206072 . Bibcode : 2003IJMPA..18.2229A . doi : 10.1142/S0217751X03013879 . S2CID 119407673 . 
  20. ^ Nave, Carl R. (編). 「宇宙線」 . 物理・天文学部. HyperPhysics .ジョージア州立大学. 2013年2月17日閲覧。
  21. ^マリー、マージョリー・C.（2011年8月25日）『放射能：神秘の科学の歴史』オックスフォード大学出版局、  78～ 79頁。ISBN 978-0-19-976641-3。
  22. ^ノース、ジョン（2008年7月15日）『コスモス：天文学と宇宙論の図解歴史』シカゴ大学出版局、686ページ。ISBN 978-0-226-59441-5。
  23. ^ウルフ、テオドール (1910)。「Beobachtungen über die Strahlung hoher Durchdringungsfähigkeit auf dem Eiffelturm」[エッフェル塔での高透過力の放射線の観察]。Physikalische Zeitschrift (ドイツ語)。11 : 811–813 .
  24. ^パチーニ、D. (1912)。 「すべての情報を、すべての表面に浸透させます」。イル・ヌオーヴォ・シメント。3 ( 1 ) : 93–100.arXiv : 1002.1810 。 Bibcode : 1912NCim....3...93P。土井：10.1007/BF02957440。S2CID 118487938。 : de Angelis, A. (2010). "Penetrating Radiation at the Surface of and in Water". Il Nuovo Cimento . 3 (1): 93– 100. arXiv : 1002.1810 . Bibcode : 1912NCim....3...93P . doi : 10.1007/BF02957440 . S2CID 118487938 . 
  25. ^ヘス、VF (1912)。 「Über Beobachtungen der durchdringenden Strahlung bei sieben Freiballonfahrten」[7 回の気球自由飛行中の透過放射線の観察について]。Physikalische Zeitschrift (ドイツ語)。13 : 1084–1091。arXiv : 1808.02927。​​
  26. ^ヴェルナー、コルヘルスター (1913)。「Messungen der durchdringenden Strahlung im Freiballon in größeren Höhen」 [高高度の自由気球内の透過放射線の測定]。Physikalische Zeitschrift (ドイツ語)。14 : 1153–1156。
  27. ^ Kolhörster、W. (1914)。「Höhen von 9300 mのMessungen der durchdringenden Strahlungen bis」。 [高さ 9300 m までの透過放射線の測定]。Verhandlungen der Deutschen Physikalischen Gesellschaft (ドイツ語)。16 : 719–721 .
  28. ^ Hess, VF (1936). 「1936年のノーベル物理学賞」ノーベル財団. 2010年2月11日閲覧。
  29. ^ Hess, VF (1936). 「物理学における未解決問題：宇宙線研究における当面の課題」 . ノーベル講演. ノーベル財団. 2010年2月11日閲覧。
  30. ^ロッシ、ブルーノ・ベネデット (1964). 『宇宙線』 ニューヨーク: マグロウヒル. ISBN 978-0-07-053890-0。{{cite book}}:ISBN / 日付の非互換性（ヘルプ）
  31. ^ Geiger, H.; Rutherford, Lord; Regener, E.; Lindemann, FA; Wilson, CTR; Chadwick, J.; et al. (1931). 「超透過光線に関する議論」 . Proceedings of the Royal Society of London A . 132 (819): 331. Bibcode : 1931RSPSA.132..331G . doi : 10.1098/rspa.1931.0104 .
  32. ^クレイ、J. (1927)。「透過放射線」(PDF)。アムステルダムの科学アカデミーの科学部門の議事録。30 ( 9–10 ): 1115–1127。2016年 2月6 日のオリジナルからアーカイブ(PDF) 。
  33. ^ワルサー・ボテ;ヴェルナー・コルヘルスター（1929年11月）。 「ダス・ヴェーゼン・デア・ホーエンシュトラールング」。物理学の時代。56 ( 11–12 ): 751–777。Bibcode : 1929ZPhy...56..751B。土井: 10.1007/BF01340137。S2CID 123901197。 
  34. ^ロッシ, ブルーノ (1930年8月). 「宇宙線の磁気偏向について」.フィジカル・レビュー. 36 (3): 606. Bibcode : 1930PhRv...36..606R . doi : 10.1103/PhysRev.36.606 .
  35. ^ジョンソン、トーマス・H. (1933年5月). 「宇宙放射線の方位非対称性」.フィジカル・レビュー. 43 (10): 834– 835. Bibcode : 1933PhRv...43..834J . doi : 10.1103/PhysRev.43.834 .
  36. ^アルバレス, ルイス; コンプトン, アーサー・ホリー (1933年5月). 「宇宙線の正電荷成分」.フィジカル・レビュー. 43 (10): 835– 836. Bibcode : 1933PhRv...43..835A . doi : 10.1103/PhysRev.43.835 .
  37. ^ロッシ, ブルーノ (1934年5月). 「地磁気赤道付近の宇宙線の方向測定」.フィジカル・レビュー. 45 (3): 212– 214. Bibcode : 1934PhRv...45..212R . doi : 10.1103/PhysRev.45.212 .
  38. ^ Freier, Phyllis; Lofgren, E.; Ney, E.; Oppenheimer, F.; Bradt, H.; Peters, B.; et al. (1948年7月). 「一次宇宙線における重原子核の証拠」. Physical Review . 74 (2): 213– 217. Bibcode : 1948PhRv...74..213F . doi : 10.1103/PhysRev.74.213 .
  39. ^ Freier, Phyllis; Peters, B.; et al. (1948年12月). 「核写真乳剤を用いた一次宇宙放射線の調査」. Physical Review . 74 (12): 1828– 1837. Bibcode : 1948PhRv...74.1828B . doi : 10.1103/PhysRev.74.1828 .
  40. ^ブルーノ、ロッシ (1934)。 「すべてのアスマラに浸透した放射性物質をアンゴラレに配布してください。」リチェルカ サイエンティフィカ。5 (1): 579–589 .
  41. ^ Auger, P.; et al. (1939年7月)、「Extensive Cosmic-Ray Showers」、Reviews of Modern Physics、11 ( 3–4 ): 288– 291、Bibcode : 1939RvMP...11..288A、doi : 10.1103/RevModPhys.11.288。
  42. ^ JL DuBois; RP Multhauf; CA Ziegler (2002).ラジオゾンデの発明と開発(PDF) . スミソニアン歴史技術研究第53巻.スミソニアン協会出版局. 2011年6月5日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) .
  43. ^ S. Vernoff (1935). 「成層圏からの宇宙線データの無線伝送」. Nature . 135 (3426): 1072– 1073. Bibcode : 1935Natur.135.1072V . doi : 10.1038/1351072c0 . S2CID 4132258 . 
  44. ^ Bhabha, HJ; Heitler, W. (1937). 「高速電子の通過と宇宙シャワーの理論」(PDF) . Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences . 159 (898): 432– 458. Bibcode : 1937RSPSA.159..432B . doi : 10.1098/rspa.1937.0082 . ISSN 1364-5021 . 2016年1月2日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 
  45. ^ブラウンシュヴァイク、W.他。 （1988年）。 「PETRAエネルギーにおけるババ散乱の研究」。物理学のためのツァイツシュリフト C . 37 (2): 171–177。土井: 10.1007/BF01579904。S2CID 121904361。 
  46. ^ Clark, G.; Earl, J.; Kraushaar, W.; Linsley, J.; Rossi, B.; Scherb, F.; Scott, D. (1961). 「海面における宇宙線空気シャワー」. Physical Review . 122 (2): 637– 654. Bibcode : 1961PhRv..122..637C . doi : 10.1103/PhysRev.122.637 .
  47. ^ 「ピエール・オージェ天文台」オージェ・プロジェクト。2018年9月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  48. ^ Kraushaar, WL; et al. (1972). "(なし)" . The Astrophysical Journal . 177 : 341. Bibcode : 1972ApJ...177..341K . doi : 10.1086/151713 .
  49. ^ Cummings, AC; Stone, EC (1998). 「異常宇宙線と太陽変調」 .宇宙科学レビュー. 83 ( 1–2 ): 51– 62. doi : 10.1023/A:1005057010311 .
  50. ^ Tomassetti, Nicola; Bertucci, Bruna; Fiandrini, Emanuele (2022). 「銀河宇宙線の太陽変調遅れの時間的変化と剛性依存性」 . Physical Review D. 106 ( 10) 103022. arXiv : 2210.05693 . Bibcode : 2022PhRvD.106j3022T . doi : 10.1103/PhysRevD.106.103022 .
  51. ^ Potgieter, Marius (2013). 「太陽による宇宙線の変調」 . Living Reviews in Solar Physics . 10 (1): 3. arXiv : 1306.4421 . Bibcode : 2013LRSP...10....3P . doi : 10.12942/lrsp-2013-3 .
  52. ^ a b Zimbardo, G.; Perri, S.; Effenberger, F.; Fichtner, H. (2017年11月1日). 「宇宙線輸送に関する分数パーカー方程式：定常解」 . Astronomy & Astrophysics . 607 : A7. Bibcode : 2017A&A...607A...7Z . doi : 10.1051/0004-6361/201731179 – www.aanda.org経由.
  53. ^ Baade, W.; Zwicky, F. (1934). 「超新星からの宇宙線」 .米国科学アカデミー紀要. 20 (5 ) : 259– 263. Bibcode : 1934PNAS...20..259B . doi : 10.1073 / pnas.20.5.259 . JSTOR 86841. PMC 1076396. PMID 16587882 .   
  54. ^ Babcock, H. (1948). 「宇宙線源としての磁気変光星」. Physical Review . 74 (4): 489. Bibcode : 1948PhRv...74..489B . doi : 10.1103/PhysRev.74.489 .
  55. ^関戸 雄三; 増田 毅; 吉田 誠; 和田 正治 (1951). 「かに星雲における宇宙線の観測点源」. Physical Review . 83 (3): 658– 659. Bibcode : 1951PhRv...83..658S . doi : 10.1103/PhysRev.83.658.2 .
  56. ^ギブ、メレディス（2010年2月3日）「宇宙線」『宇宙を想像せよ』NASAゴダード宇宙飛行センター。 2013年3月17日閲覧。
  57. ^ Hague, JD (2009年7月). 「ピエール・オージェ観測所データにおける最高エネルギー宇宙線と近傍銀河系外天体の相関」(PDF) .第31回ICRC議事録, ウッチ 2009.国際宇宙線会議. ウッチ, ポーランド. pp.  6– 9. 2013年5月28日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2013年3月17日閲覧。
  58. ^ Hague, JD (2009年7月). 「ピエール・オージェ観測所のデータにおける最高エネルギー宇宙線と近傍銀河系外天体の相関」(PDF) .第31回ICRC国際宇宙線会議議事録, ウッチ, ポーランド 2009年: 36–39 .オリジナル(PDF)から2013年5月28日時点のアーカイブ。 2013年3月17日閲覧。
  59. ^ Moskowitz, Clara (2009年6月25日). 「宇宙線の発生源が特定される」 . Space.com . Tech Media Network . 2013年3月20日閲覧。
  60. ^アドリアーニ、O.;バルバリーノ、GC;ジョージア州バジレフスカヤ。ベロッティ、R.ボエジオ、M.ボゴモロフ、EA;他。 （2011年）。 「宇宙線陽子とヘリウムのスペクトルのPAMELA測定」。科学。332 (6025 ) : 69–72.arXiv : 1103.4055 。 Bibcode : 2011Sci...332...69A。土井：10.1126/science.11​​99172。hdl : 2108/55474。PMID 21385721。S2CID 1234739。  
  61. ^ Jha, Alok (2013年2月14日). 「宇宙線の謎が解明」 .ガーディアン. ロンドン, イギリス: Guardian News and Media Ltd. 2013年3月21日閲覧。
  62. ^ピエール・オージェとのコラボレーション;アーブ、A.アブリュー、P.アリエッタ、M.アル・サマライ、I。アルバカーキ、IFM。アレコット、I。アルメラ、A.アルバレス・カスティージョ、J.アルバレス・ムニス、J.アナスタシ、ジョージア州。アンチョドキ、L.アンドラダ、B.アンドリンガ、S.アラモ、C.アルケロス、F.アーセン、N.アソーリー、H.アシス、P.オーブリン、J.アビラ、G.バデスク、午前。バラセアヌ、A.バルバト、F.バレイラ・ルス、RJ;ビーティ、JJ。ケンタッキー州ベッカー。ベリド、JA;ベラト、C.他。 （ピエール・オージェとのコラボレーション）（2017）。 「8×10 18  eVを超える宇宙線の到来方向における大規模異方性の観測」. Science . 357 (6357): 1266– 1270. arXiv : 1709.07321 . Bibcode : 2017Sci...357.1266P . doi : 10.1126 /science.aan4338 . PMID 28935800. S2CID 3679232 .  
  63. ^ Mewaldt, Richard A. (1996). 「宇宙線」カリフォルニア工科大学. 2009年8月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年12月26日閲覧。
  64. ^ Koch, L.; Engelmann, JJ; Goret, P.; Juliusson, E.; Petrou, N.; Rio, Y.; Soutoul, A.; Byrnak, B.; Lund, N.; Peters, B. (1981年10月). 「相対論的宇宙線におけるスカンジウムとマンガン元素の相対存在比とマンガン54の放射性崩壊の可能性」.天文学と天体物理学. 102 (11): L9.書誌コード: 1981A&A...102L...9K .
  65. ^ Accardo, L.; et al. (AMS Collaboration) (2014年9月18日). 「国際宇宙ステーションのアルファ磁気スペクトロメータによる0.5～500 GeV一次宇宙線中の陽電子分率の高統計測定」(PDF) . Physical Review Letters . 113 (12) 121101. Bibcode : 2014PhRvL.113l1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.113.121101 . PMID 25279616. 2014年10月17日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 
  66. ^ Schirber, Michael (2014). 「概要：宇宙線から暗黒物質に関するさらなるヒント？」 . Physical Review Letters . 113 (12) 121102. arXiv : 1701.07305 . Bibcode : 2014PhRvL.113l1102A . doi : 10.1103/PhysRevLett.113.121102 . hdl : 1721.1 /90426 . PMID 25279617. S2CID 2585508 .  
  67. ^ 「国際宇宙ステーションのアルファ磁気分光計の新たな成果」(PDF)。NASAのAMS-02。2014年9月23日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 。 2014年9月21日閲覧。
  68. ^ Aguilar, M.; Alberti, G.; Alpat, B.; Alvino, A.; Ambrosi, G.; Andeen, K.; et al. (2013). 「国際宇宙ステーションのアルファ磁気スペクトロメータによる最初の成果：0.5～350 GeVの一次宇宙線における陽電子分率の精密測定」(PDF) . Physical Review Letters . 110 (14) 141102. Bibcode : 2013PhRvL.110n1102A . doi : 10.1103/PhysRevLett.110.141102 . PMID 25166975. 2017年8月13日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 
  69. ^モスカレンコ、IV;強い、AW;ジョン・F・オーメス。ミシシッピ州ポトギーター（2002 年 1 月）。 「銀河と太陽圏における二次反陽子と宇宙線の伝播」。天体物理学ジャーナル。565 (1): 280–296。arXiv : astro - ph/ 0106567 。Bibcode : 2002ApJ...565..280M。土井：10.1086/324402。S2CID 5863020。 
  70. ^ Aguilar, M.; Alcaraz, J.; Allaby, J.; Alpat, B.; Ambrosi, G.; Anderhub, H.; et al. (AMS Collaboration) (2002年8月). 「国際宇宙ステーションのアルファ磁気分光計（AMS）：パートI ― スペースシャトルの試験飛行の結果」. Physics Reports . 366 (6): 331– 405. Bibcode : 2002PhR...366..331A . doi : 10.1016/S0370-1573(02)00013-3 . hdl : 2078.1/72661 . S2CID 122726107 . 
  71. ^ 「EGRETによる月からのガンマ線の検出」 GSFC 、 NASA、2005年8月1日。 2010年2月11日閲覧。
  72. ^モリソン、イアン (2008). 『天文学と宇宙論入門』 ジョン・ワイリー・アンド・サンズ. p. 198.書誌コード: 2008iac..book.....M . ISBN 978-0-470-03333-3。
  73. ^ 「極端な宇宙天気現象」国立地球物理データセンター。 2012年5月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年4月19日閲覧。
  74. ^ 「何個ある？」Auger.org宇宙線。ピエール・オージェ天文台。2012年10月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。2012年8月17日閲覧。
  75. ^ 「高エネルギー宇宙線の謎」 Auger.orgピエール・オージェ天文台。2021年3月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年7月15日閲覧。
  76. ^ Lal, D.; Jull, AJT; Pollard, D.; Vacher, L. (2005). 「グリーンランド、サミット氷床中の宇宙線起源炭素14に基づく、過去32千年における太陽活動の大規模世紀スケール変化の証拠」『地球惑星科学レターズ』234 ( 3–4 ): 335– 349. Bibcode : 2005E&PSL.234..335L . doi : 10.1016/j.epsl.2005.02.011 .
  77. ^ Castellina, Antonella; Donato, Fiorenza (2012). 「銀河系荷電宇宙線の天体物理学」. Oswalt, TD; McLean, IS; Bond, HE;​​ French, L.; Kalas, P.; Barstow, M.; Gilmore, GF; Keel, W. (編). Planets, Stars, and Stellar Systems (第1版). Springer. ISBN 978-90-481-8817-8。
  78. ^ RL Fleischer; PB Price; RM Walker (1975).固体中の核飛跡：原理と応用.カリフォルニア大学出版局. Bibcode : 1975ucb..book.....F .
  79. ^ 「宇宙線とは何か？」(PDF)ミシガン州立大学国立超伝導サイクロトロン研究所。2012年7月12日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2013年2月23日閲覧。
  80. ^ 「霧箱と宇宙線：高校理科の授業計画と実験活動」（PDF）コーネル大学素粒子物理学研究所2006年。2013年6月6日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） 。 2013年2月23日閲覧。
  81. ^ Chu, W.; Kim, Y.; Beam, W.; Kwak, N. (1970). 「高エネルギー宇宙線バブルチェンバー像におけるクォークの証拠」. Physical Review Letters . 24 (16): 917– 923. Bibcode : 1970PhRvL..24..917C . doi : 10.1103/PhysRevLett.24.917 .
  82. ^ Timmer, John (2014年10月13日). 「宇宙線粒子シャワー？それ用のアプリがある」 Ars Technica .
  83. ^コラボレーションウェブサイト 2014年10月14日アーカイブWayback Machine
  84. ^ CRAYFIS検出器アレイ論文。 2014年10月14日アーカイブ、 Wayback Machineより
  85. ^ 「CREDO」 . credo.science .
  86. ^ 「CREDOの初観測：全球粒子検出器が科学データの収集を開始」EurekAlert !.
  87. ^ 「宇宙線の検出」ミラグロガンマ線観測所、ロスアラモス国立研究所。2002年4月3日。2013年3月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2013年2月22日閲覧。
  88. ^ Letessier-Selvon, Antoine; Stanev, Todor (2011). 「超高エネルギー宇宙線」. Reviews of Modern Physics . 83 (3): 907– 942. arXiv : 1103.0031 . Bibcode : 2011RvMP...83..907L . doi : 10.1103/RevModPhys.83.907 . S2CID 119237295 . 
  89. ^トゥルンボア、スーザン(2000). JS ノラー、JM サワーズ、WR レティス (編).第四紀地質年代学：方法と応用. ワシントン D.C.: アメリカ地球物理学連合. pp.  41– 59. ISBN 978-0-87590-950-9. 2013年5月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。2011年10月28日閲覧。
  90. ^ "Natürliche, durch kosmische Strahlung laufend erzeugte Radionuklide" (PDF) (ドイツ語)。2010 年 2 月 3 日のオリジナル(PDF)からアーカイブ。2010 年2 月 11 日に取得。
  91. ^ UNSCEAR「電離放射線の線源と影響」 339ページ、2011年6月29日閲覧
  92. ^日本NIRS UNSCEAR 2008報告書8ページ、2011年6月29日閲覧
  93. ^ Princeton.edu「背景放射」 2011年6月9日アーカイブ、Wayback Machineで2011年6月29日閲覧
  94. ^ワシントン州保健局「背景放射線」 2012年5月2日アーカイブ、Wayback Machine、 2011年6月29日閲覧
  95. ^文部科学省「環境中の放射線」 2011年3月22日アーカイブ、Wayback Machineで2011年6月29日閲覧
  96. ^「IBMのコンピュータエレクトロニクスにおけるソフトエラー実験（1978～1994年）」。「地上宇宙線とソフトエラー」、 IBM Journal of Research and Development、第40巻、第1号、1996年。2008年4月16日閲覧。
  97. ^ Scientific American (2008年7月21日). 「太陽嵐：早わかり事実」 . Nature Publishing Group .
  98. ^「Intel、宇宙線の脅威への対策を計画」 BBCニュース、2008年4月8日。2008年4月16日閲覧。
  99. ^「2008年10月7日、西オーストラリア州リアマンスの西154kmで発生した空中事故、VH-QPA、エアバスA330-303」Wayback Machineで2022年5月5日にアーカイブ（2011年）。オーストラリア運輸安全局。
  100. ^ 「量子コンピューターは宇宙からの高エネルギー粒子によって破壊される可能性がある」ニューサイエンティスト。 2020年9月7日閲覧。
  101. ^ 「宇宙線が量子コンピューティングを間もなく妨害する可能性がある」 phys.org . 2020年9月7日閲覧。
  102. ^ヴェプサライネン、アンティ P.;カラムルー、アミール H.オレル、ジョン L.ドグラ、アクシュナ S.ロアー、ベン。バスコンセロス、フランシスカ。キム、デイビッド K.メルヴィル、アレクサンダー J.ニールスキー、ベサニー M.ヨーダー、ジョニリン L.グスタフソン、サイモン。フォルマジオ、ジョセフ A.ヴァンデベンダー、ブレント A.ウィリアム・D・オリバー（2020年8月）。「超伝導量子ビットのコヒーレンスに対する電離放射線の影響」。自然。584 (7822 ) : 551–556.arXiv : 2001.09190 。Bibcode : 2020Natur.584..551V。doi : 10.1038/s41586-020-2619-8 . ISSN 1476-4687 . PMID 32848227 . S2CID 210920566 . 2020年9月7日閲覧。   
  103. ^ Globus, Al (2002年7月10日). 「付録E：質量遮蔽」 .宇宙居住地：設計研究. NASA. 2010年5月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2013年2月24日閲覧。
  104. ^アトキンソン、ナンシー（2005年1月24日）「宇宙船の磁気シールド」『スペース・レビュー』 2013年2月24日閲覧。
  105. ^ a b Kerr, Richard (2013年5月31日). 「放射線は宇宙飛行士の火星旅行をさらに危険にする」. Science . 340 (6136): 1031. Bibcode : 2013Sci...340.1031K . doi : 10.1126/science.340.6136.1031 . PMID 23723213 . 
  106. ^ a b Zeitlin, C.; Hassler, DM; Cucinotta, FA; Ehresmann, B.; Wimmer-Schweingruber, RF; Brinza, DE; Kang, S.; Weigle, G.; et al. (2013年5月31日). 「火星科学実験室における火星輸送中の高エネルギー粒子放射線測定」. Science . 340 ( 6136): 1080– 1084. Bibcode : 2013Sci...340.1080Z . doi : 10.1126/science.1235989 . PMID 23723233. S2CID 604569 .  
  107. ^ a bチャン、ケネス（2013年5月30日）「火星旅行者の放射線リスクを示唆するデータ」ニューヨーク・タイムズ。2013年5月31日閲覧。
  108. ^ Phillips, Tony (2013年10月25日). 「宇宙天気の航空への影響」 . Science News . NASA. 2019年9月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年7月12日閲覧。
  109. ^ YouTubeの「チューリッヒへの大西洋横断飛行中に宇宙線を音に変換する」
  110. ^「NAIRASリアルタイム放射線量」sol.spacenvironment.net。
  111. ^「暴走破壊と雷の謎」、 Physics Today、2005年5月。
  112. ^ Ney, Edward P. (1959年2月14日). 「宇宙放射線と天気」. Nature . 183 (4659): 451– 452. Bibcode : 1959Natur.183..451N . doi : 10.1038/183451a0 . S2CID 4157226 . 
  113. ^ディキンソン, ロバート E. (1975年12月). 「太陽変動と下層大気」 .アメリカ気象学会誌. 56 (12): 1240–1248 . Bibcode : 1975BAMS...56.1240D . doi : 10.1175/1520-0477(1975)056<1240:SVATLA>2.0.CO;2 .
  114. ^ 「古代の大量絶滅は宇宙線が原因と科学者が主張」ナショナルジオグラフィック、2007年。2007年4月23日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  115. ^ Melott, AL; Thomas, BC (2009). 「後期オルドビス紀の絶滅の地理的パターンと天体物理学的電離放射線被害のシミュレーションとの比較」. Paleobiology . 35 (3): 311– 320. arXiv : 0809.0899 . Bibcode : 2009Pbio...35..311M . doi : 10.1666/0094-8373-35.3.311 . S2CID 11942132 . 
  116. ^ 「超新星爆発は地球の大量絶滅に寄与したのか？」 Space.com 、 2016年7月11日。
  117. ^ロング、マリオン（2007年6月25日）「太陽の変動が地球温暖化を引き起こす可能性」ディスカバー誌。2013年7月7日閲覧。
  118. ^ Svensmark, Henrik (1998). 「宇宙線による地球の気候への影響」(PDF) . Physical Review Letters . 81 (22): 5027– 5030. Bibcode : 1998PhRvL..81.5027S . CiteSeerX 10.1.1.522.585 . doi : 10.1103/PhysRevLett.81.5027 . 2017年8月9日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 
  119. ^ Plait, Phil (2011年8月31日). 「いいえ、新たな研究は宇宙線と地球温暖化の関連性を示していない」 . Discover . Kalmbach.オリジナルより2018年1月12日時点のアーカイブ。 2018年1月11日閲覧。
  120. ^ベネスタッド、ラスムス E. (2007 年 3 月 9 日)。」「『宇宙気候学』―古臭い議論を新たな形で」 。 2013年11月13日閲覧。
  121. ^ピーター・ラウト、「太陽活動と地球の気候：いくつかの相関関係の分析」、大気および太陽地球物理学ジャーナル65（2003）801–812
  122. ^ロックウッド、マイク（2012年5月16日）. 「太陽による地球および地域気候への影響」 . Surveys in Geophysics . 33 ( 3–4 ): 503–534 . Bibcode : 2012SGeo...33..503L . doi : 10.1007/s10712-012-9181-3 .
  123. ^ Sloan, T.; Wolfendale, AW (2013年11月7日). 「宇宙線、太陽活動、そして気候」 . Environmental Research Letters . 8 (4) 045022. Bibcode : 2013ERL.....8d5022S . doi : 10.1088/1748-9326/8/4/045022 .
  124. ^ Melott, Adrian L.; Marinho, F.; Paulucci, L. (2019). 「鮮新世末期の超新星爆発におけるミューオン放射線量と海洋大型動物相の絶滅」. Astrobiology . 19 ( 6): 825– 830. arXiv : 1712.09367 . doi : 10.1089/ast.2018.1902 . PMID 30481053. S2CID 33930965 .  
  125. ^ Benitez, Narciso; et al. (2002). 「近傍超新星爆発の証拠」. Physical Review Letters . 88 (8) 081101. arXiv : astro - ph/0201018 . Bibcode : 2002PhRvL..88h1101B . doi : 10.1103/PhysRevLett.88.081101 . PMID 11863949. S2CID 41229823 .  
  126. ^ Fimiani, L.; Cook, DL; Faestermann, T.; Gómez-Guzmán, JM; Hain, K.; Herzog, G.; Knie, K.; Korschinek, G.; Ludwig, P.; Park, J.; Reedy, RC; Rugel, G. (2016). 「月面における星間60Fe」. Physical Review Letters . 116 (15) 151104. Bibcode : 2016PhRvL.116o1104F . doi : 10.1103/PhysRevLett.116.151104 . PMID 27127953 . 

その他の参考文献

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