Promieniowania kosmicznego jest strumień jąder atomowych i cząstek o wysokiej energii (to znaczy Relatywistyczna ), które krążą w międzygwiazdowej . Promieniowanie kosmiczne składa się głównie z naładowanych cząstek: protonów (88%), jąder helu (9%), antyprotonów , elektronów , pozytonów i cząstek obojętnych ( promieni gamma , neutrin i neutronów ). Źródłem tego promieniowania w zależności od przypadku, w słońcu, do wewnątrz lub na zewnątrz w galaktyce . Niektóre z astrocząsteczek, które składają się na promieniowanie kosmiczne, mają energię przekraczającą 10 20 eV i nie można tego wyjaśnić żadnym zidentyfikowanym procesem fizycznym.
Odkrycie promieniowania kosmicznego występuje na początku XX th century z uwagami Victor Franz Hess wykonane w 1912 roku z balonu. Jest początkowo identyfikowany poprzez swoją rolę w jonizacji atmosfery ziemskiej. Bezpośrednia obserwacja z ziemi najbardziej energetycznych składników promieniowania kosmicznego nie jest możliwa, ponieważ przenika ono z atmosferą i wytwarza cząstki wtórne. Dopiero pod koniec lat pięćdziesiątych można było dokonać pierwszych bezpośrednich obserwacji za pomocą instrumentów na pokładzie sztucznych satelitów lub balonów stratosferycznych . Wysokoenergetyczne promieniowanie kosmiczne , podobnie jak promieniowanie elektromagnetyczne, jest unikalnym źródłem informacji o zjawiskach pochodzenia galaktycznego i pozagalaktycznego. Jednak jego cechy (energia, niedobór) utrudniają precyzyjne obserwacje. Ponadto ważne interakcje ze środowiskiem galaktycznym i pozagalaktycznym komplikują interpretację zebranych danych w celu określenia ich źródła i charakteru.
Niektóre niskoenergetyczne promienie kosmiczne (w stosunku do reszty promieni kosmicznych: rzędu MeV ), uwięzione przez ziemskie pole magnetyczne , uczestniczą w tworzeniu pasów Van Allena . Promienie galaktyczne lub pozagalaktyczne mogą przez nas przechodzić, zakłócać DNA , przenikać przez skały i budynki oraz głęboko penetrować gleby i podglebie planet . Przyczyniają się do 14% całkowitej naturalnej radioaktywności na powierzchni Ziemi.
Pierwsza obserwacja prowadząca do odkrycia promieni kosmicznych miała miejsce w 1900 roku, kiedy to fizyk Charles Thomson Rees Wilson odkrył, że atmosfera jest stale jonizowana. Następnie zakłada, że zjawisko to jest spowodowane naturalnym promieniowaniem Ziemi . Jego badania nad elektrycznością atmosferyczną, jonizacją i kondensacją doprowadziły go do zaprojektowania pierwszej komory mgłowej .
Ale szybko ówczesnych naukowców zdziwił nadmiar jonów ponad ilość normalnie spowodowaną naturalnym promieniowaniem z ziemi. W 1912 roku austriacki fizyk Victor Franz Hess zmierzył szybkość jonizacji w funkcji wysokości za pomocą elektrometru ze złota umieszczonego na pokładzie balonu . Jonizacja spada do 700 m , a następnie wzrasta dalej. Niewielka różnica między dniem a nocą. Hess wnioskuje, że promieniowanie ma pochodzenie kosmiczne, to znaczy pochodzi spoza Układu Słonecznego . Wyniki te potwierdza Robert Andrews Millikan, który pracuje z balonami meteorologicznymi .
Hess uważa również, że promieniowanie to jest elektrycznie obojętne. Hipoteza ta została zakwestionowana w 1928 roku, kiedy odkryto, że większość promieniowania docierającego do powierzchni Ziemi składa się z naładowanych cząstek. Millikan zakłada następnie, że te ostatnie wynikają z interakcji między promieniami obojętnymi w przestrzeni ( promieniowanie gamma ) a cząsteczkami w atmosferze. Arthur Compton pokazuje, że promieniowanie jest w rzeczywistości zmienne w zależności od szerokości geograficznej, na której jest mierzone (słabsze na równiku niż na biegunach) ze względu na wpływ pola magnetycznego Ziemi , co udowadnia, że dotyczy ono cząstek obciążonych.
W 1938 roku francuski astronom Pierre Auger odkrył, że penetracja cząstek wyzwala burze atmosferyczne składające się z tak zwanych cząstek „wtórnych” – w przeciwieństwie do cząstek „pierwotnych” stanowiących przepływ przed ich interakcją z atmosferą.
Jest naładowany głównie protonami (88%), jądrami helu (9%), reszta składa się z elektronów , różnych nukleonów (jądra atomowe) oraz niewielkich ilości antymaterii ( antyprotony i pozytony ). Część neutralna składa się z promieni gamma oraz neutrin . To ostatnie nie zawsze jest wliczane w promieniowanie kosmiczne.
Najliczniejszą cząstką na poziomie morza jest mion , ponieważ niewiele oddziałuje z materią: średnio jeden na centymetr kwadratowy na minutę. Pomimo czasu życia 2,2 µs , co odpowiada maksymalnej odległości 660 m przy prędkości światła , mion pokonuje znacznie większe odległości dzięki efektowi dylatacji czasu przewidzianemu przez szczególną teorię względności .
Cząstki pierwotne (przybywające do atmosfery) mają energię, która może osiągnąć 10 20 eV . Poza neutrinami , wykryte na ziemi cząstki są w zasadzie cząstkami wtórnymi z pęków atmosferycznych , o znacznie niższej energii.
Widmo promieniowania to funkcja wiążąca padający strumień cząstek z ich energią. Cyfry obok mają skalę logarytmiczną, aby zintegrować bardzo dużą amplitudę wartości energii i przepływów. Podane tutaj widmo jest widmem promieniowania pierwotnego , to znaczy przed oddziaływaniem tego promieniowania z atmosferą.
Widmo to jest wyraźnie „nietermiczne”, to znaczy, że nie wynika z emisji ciała w danej temperaturze (widmo ciała doskonale czarnego ). Nachylenie linii pokazuje, że strumień szybko maleje zgodnie z prawem potęgowym. Wykładnik prawa potęgowego nazywany jest „indeksem widmowym”. Jego łączna wartość to 2,8.
Są jednak dwa godne uwagi załamania w zboczu, choć dość niepozorne gołym okiem:
Najbardziej energetyczne cząstki pochodzą z przestrzeni międzygwiazdowej i międzygalaktycznej. Niektóre z tych cząstek są odchylane przez wiatr słoneczny – będący źródłem zorzy polarnej – który ze swojej strony przenosi głównie jony i elektrony . Tak więc aktywność słoneczna ma wymierny wpływ na ilość otrzymywanego promieniowania pochodzenia galaktycznego.
Obecna wiedza może wyjaśnić przyspieszanie cząstek do poziomu „kolana” (por. definicja powyżej) przez gwałtowne procesy astrofizyczne, takie jak wstrząsy. Zgodnie z hipotezą wysuniętą w 1949 roku przez włoskiego fizyka Enrico Fermiego miałyby one pochodzić od wybuchu supernowych , ale obecnie nie jest to potwierdzone. Przewidywane są inne źródła, które odwołują się do najbardziej energetycznych zjawisk astronomicznych znanych w przyrodzie: aktywnego jądra galaktyki , rozbłysku gamma , czarnej dziury , hipernowych itp. Przesuwając te modele, można znaleźć wyjaśnienie przyspieszenia cząstek do 10 20 eV . Jednak brak informacji o promieniowaniu kosmicznym o tak wysokich energiach nie pozwala na ograniczanie tych modeli.
W przypadku najbardziej energetycznych cząstek, cząstek zetta , poza kostką ( 4 × 10 19 eV ) wciąż obserwuje się bardzo niewiele (mniej niż jeden deszcz rocznie w bardzo wyspecjalizowanych obserwatoriach, takich jak Fly's Eye na Uniwersytecie Utah i Akeno Giant Air Shower Array ( sieć Akeno dla gigantycznych wodospadów atmosferycznych ).
W 2017 roku pierwsze potwierdzenie pochodzenia geograficznego promieniowania wysokoenergetycznego dała publikacja wyników 12-letnich pomiarów prowadzonych od 2004 roku w Obserwatorium Pierre-Auger w Malargüe w Argentynie : promieniowanie to jest wyraźnie pozagalaktyczne, pochodzące z galaktyki znajdujące się w części przestrzeni poza granicami Drogi Mlecznej. Obserwatorium rzeczywiście przechwyciło i przebadało około 30 000 promieni o energiach przekraczających 8 × 10 18 elektronowoltów. Badanie rozkładu kątowego ich wejść do atmosfery zakończyło się podkreśleniem wzoru (nieco dipolarnego) na sferze niebieskiej . Ten wzór znajdował się w kierunku przeciwnym do Drogi Mlecznej . Ten przepływ pochodziłby zatem z nadmiaru galaktyk znajdujących się w odległości stu milionów lat świetlnych . Pozostaje zrozumieć mechanizm jego produkcji; specjaliści skłaniają się ku zjawiskom zrodzonym ze środowiska wielkich czarnych dziur i/lub kolapsu supermasywnych gwiazd .
Big Bang , bariogeneza , ciemna materia są ramy badawcze wykorzystujące techniki eksperymentalne opracowane w fizyce cząstek do przeprowadzenia wysokiego i bardzo wysokiego astronomię energii.
Główne tematy badawcze to:
Obecnie w użyciu jest kilka metod wykrywania promieniowania kosmicznego z ziemi. Teleskopy Czerenkowa wykrywania niskoenergetyczne promieniowanie kosmiczne (<200 GeV) poprzez analizę promieniowania Czerenkowa , promienie gamma, emitowanego, które przechodzą przez atmosferę z prędkością większą niż prędkość światła w powietrzu. Teleskopy te bardzo skutecznie odróżniają promieniowanie tła nieba od tych pochodzących z atmosfery, ale mogą działać tylko w pogodne, bezksiężycowe noce i mają bardzo wąskie pole widzenia. Inny typ teleskopu Czerenkowa wykorzystuje ten sam efekt w wodzie; te dwa typy teleskopów są sprzężone (w unikalny na świecie sposób) z obserwatorium Pierre-Auger .
Spray wykrywania (EAS, na Szerokie powietrza prysznic ) jest inną metodą, polegającą na pomiarze naładowane cząstki pochodzące z oddziaływania promieniowania kosmicznego z atmosferą, przy użyciu paneli organicznych luminoforu (z tworzywa sztucznego). Ta metoda umożliwia obserwację znacznie bardziej energetycznych promieni kosmicznych na dużej przestrzeni nieba i przez około 90% czasu; ale jest mniej skuteczny w odróżnianiu promieni kosmicznych od innych rodzajów promieniowania niż teleskopy Czerenkowa.
Trzecia metoda została opracowana przez Roberta Fleischera, P. Buforda Price (in) i Roberta Walkera (in) do zastosowania w balonach na dużych wysokościach. Arkusze przezroczystego tworzywa sztucznego (np. poliwęglanu o grubości 0,25 mm ) nakłada się na siebie i wystawia bezpośrednio na działanie promieni kosmicznych, które powodują zerwanie wiązań chemicznych lub jonizację tworzywa. W górnej części stosu efekt jest mniejszy ze względu na dużą prędkość cząstek, ale wraz ze spadkiem prędkości jonizacja wzrasta w miarę przechodzenia przez różne arkusze; rozpuszczając plastik, wykopujemy stożkowe wgłębienia, które mierzymy (mikroskopem o dużej powiększeniu). Wnęki te są różne dla każdej trajektorii, co umożliwia pomiar ładunku i energii promienia kosmicznego przechodzącego przez urządzenie: metoda ta jest również wykorzystywana do wykrywania jąder powstających podczas rozszczepienia jądrowego .
Aby zmierzyć niskoenergetyczne promieniowanie kosmiczne ( 450 MeV - 15 GeV ), John A. Simpson opracował monitor neutronów w 1948 r. Monitory te, wykorzystujące zasadę podobną do liczników Geigera , zostały szczególnie opracowane przy okazji Międzynarodowego Roku Geofizycznego 1957 ( licznik typu IGY). Ich następcy, supermonitory NM64, są obecnie najszerzej stosowane. Globalna sieć monitorów wykorzystywana głównie do badania protonu rozbłysków słonecznych (GLE od Ground Level Enhancement), koronalnych wyrzutów masy (CME) prowadzących do efektu Forbusha (in) lub do szacowania dawek promieniowania otrzymywanych przez personel lotniczy. Od 2007 r. większość monitorów neutronowych rozpowszechnia swoje dane w czasie rzeczywistym dzięki ogólnoświatowej sieci monitorów neutronowych ( NMDB (en) ), która w 2017 r. połączyła około czterdziestu stacji.
Ostatnia metoda wykorzystuje komory mgłowe lub komory pęcherzykowe do wykrywania wtórnych mionów powstałych podczas rozpadu pionu . Szczególnie komory mgłowe są łatwe do wykonania, nawet w prostym laboratorium w szkole średniej.
Zdolność mionów kosmicznych do przechodzenia przez materię można wykorzystać w tomografii . W rzeczywistości tłumienie przepływu cząstek jest funkcją gęstości przecinanego ośrodka. Technika ta została wykorzystana w szczególności przez laureata Nagrody Nobla z fizyki Luisa Waltera Alvareza do poszukiwania ukrytych komnat w piramidzie Chefrena w Egipcie , ale w tym przypadku nie dała przekonujących wyników. Ostatnie prace przeprowadzone na wulkanie Soufrière na Gwadelupie również sugerują zastosowanie w geofizyce . Promienie kosmiczne są również wykorzystywane do pomiaru głębokości śniegu: NRC (ang. Cosmic Radiation Snow Meter ) jest używany przez EDF .
To promieniowanie, które stanowi 15% naturalnej radioaktywności, może być jonizujące i zdolne do łamania DNA, powodując raka i wady genetyczne. Na poziomie gruntu jest szeroko rozpraszany przez magnetosferę lub blokowany przez atmosferę i jej zawieszone cząstki. Jednak personel lotniczy statku powietrznego i a fortiori astronauci mogą być na nie narażeni w bardziej znaczący sposób (np.: roczna dawka efektywna od 2 do 5 mSv w lotach długodystansowych), zwłaszcza gdy samolot leci z dużą prędkością. We Francji, na początku 2000 roku, we współpracy z liniami lotniczymi ustanowiono system informacji i oceny każdego lotu narażenia na promieniowanie kosmiczne w transporcie lotniczym (znany jako „projekt SIEVERT”) . dozymetria regulacyjna, operacyjna dla firm, pozwalająca na obliczenie dawki dla każdego lotu na podstawie rzeczywistych parametrów (z uwzględnieniem rozbłysków słonecznych (GLE), z "oszacowaniem dawki i informacją dla społeczeństwa" .
Promienie kosmiczne są energiczni wystarczy zmienić stan komponentu elektronicznego w układzie scalonym, co może powodować przemijające błędy, takie jak uszkodzenie danych w pamięci RAM , a także słabej procesora wydajności , często określane jako błędy. „ Miękki błąd (in) ” (nie mylić z błędami oprogramowania spowodowanymi błędami programistycznymi lub błędami). Stanowi to problem dla elektroniki na bardzo dużych wysokościach, takich jak satelity, ale gdy tranzystory stają się coraz mniejsze, staje się to większym problemem. Badania przeprowadzone przez International Business Machines (IBM) w latach 90. sugerują, że komputery doświadczają około jednego błędu miesięcznie na każde 256 megabajtów pamięci RAM spowodowanego promieniowaniem kosmicznym. Aby złagodzić ten problem, Intel zaproponował detektor promieni kosmicznych, który można zintegrować z przyszłymi mikroprocesorami o niskiej dokładności spalania, umożliwiając procesorowi ponowne wykonanie ostatniego polecenia po promieniowaniu kosmicznym. Podejrzewa się, że przyczyną kradzieży z 2008 r. było promieniowanie kosmiczne, w którym samolot pasażerski Airbus A330 firmy Qantas , który spadł dwa razy na sto metrów po niewyjaśnionej awarii automatycznego pilota. Kilku pasażerów oraz członków załogi zostało rannych, niektórzy poważnie. Po tym incydencie śledczy stwierdzili, że system kontroli lotu otrzymał niewyjaśniony skok danych, a cały system działał doskonale. Wprowadzono aktualizację oprogramowania we wszystkich samolotach pasażerskich A330 i A340 na całym świecie, umożliwiając elektroniczne filtrowanie tych szczytowych danych.
Aby przeciwdziałać tym wpływom na mikroelektronikę, istnieją techniki utwardzania radiacyjnego.
Promienie kosmiczne mają wpływ na formowanie się pewnych chmur , tworząc nowe aerozole (drobne cząstki zawieszone w powietrzu, które tworzą zarodek kropelek chmur). Promienie kosmiczne oddziałują na opary organiczne z drzew (biogeny) i zwiększają tempo produkcji aerozolu od 10 do 100 razy. Eksperyment CLOUD w CERN bada obecnie wpływ promieniowania kosmicznego na formacje chmur.