宇宙線（読み）ウチュウセン（その他表記）cosmic rays

デジタル大辞泉

うちゅう‐せん〔ウチウ‐〕【宇宙線】

太陽や宇宙空間の多様な天体から絶え間なく地球に注ぐ放射線の総称。大気圏に飛び込んでくる高エネルギーの放射線を一次宇宙線といい、約90パーセントは陽子、残りの大部分はヘリウムの原子核からなる。それが大気中の原子と衝突して二次的に発生する中間子・電子・γガンマ線などの放射線を二次宇宙線という。コスミックレイ。宇宙放射線。
[類語]放射線・放射能・赤外線・熱線・遠赤外線・紫外線・可視光線・アルファ線・ベータ線・ガンマ線・エックス線・レントゲン線

出典　小学館

精選版 日本国語大辞典

うちゅう‐せんウチウ‥【宇宙線】

1. 〘 名詞 〙 宇宙から地球に降り注ぐ非常に高エネルギーの粒子線の総称。宇宙から直接やってくる、主として陽子および中間子を一次宇宙線、それらが大気中の分子と衝突して二次的に生じた陰電子および陽電子を二次宇宙線という。〔新聞語辞典（1933）〕

出典　精選版 日本国語大辞典

日本大百科全書(ニッポニカ)

宇宙線
うちゅうせん
cosmic rays

地球外起源の高エネルギー放射線。地球の大気に突入する以前の宇宙線を一次宇宙線、それが地球の大気や土で発生するものを二次宇宙線という。

［早川幸男・高原文郎］

宇宙線の研究史

19世紀末に放射能が発見されてまもなく、厚い壁で囲んでもなくならない放射能の存在が認められた。放射能は地上から高く昇ってもあまり弱まらず、気球を使って観測すると、1キロメートル以上の高度では高さとともに強くなることがわかった。

　1912年にこの観測に成功したV・ヘスは、この放射能が高空からくる透過性の高い放射線によると結論した。これが宇宙線の発見である。1927年、計数管や霧箱が宇宙線の観測に用いられ、地上に降り注ぐ宇宙線の大部分が高エネルギー荷電粒子であることが判明した。また、地磁気緯度が高くなるとともに宇宙線強度が増加することが観測され、地球に入射する一次宇宙線も地磁気で曲げられる荷電粒子であることが確かめられた。さらに、東西方向の強度の差から、その電荷の符号が正であると結論された。

　一次宇宙線は地球大気と衝突して二次宇宙線を発生する。霧箱で観測された宇宙線の飛跡を研究して、1932年に陽電子、1937年にμ粒子（ミューオンともよばれる）が発見された。宇宙線諸成分のエネルギーは、当時人工的に到達できたエネルギーよりはるかに高く、高エネルギー相互作用と素粒子を研究する有力な手段を提供した。

　発見直後、μ粒子は湯川秀樹(ひでき)が予言した中間子であると思われたが、すぐに両者の差異が認められるようになった。1942年（昭和17）坂田昌一(しょういち)と谷川安孝(やすたか)（1916―1987）は、核力を媒介する中間子とμ粒子は別のものであると唱えた。この説は、1947年にC・F・パウエルらによってμ粒子の崩壊が観測されて検証された。そのころから、さらに重い中間子や、核子より重い重核子が次々と発見され、素粒子の多様性が認識された。これらを理解するため、1953年（昭和28）に素粒子を特徴づける量子数ストレンジネスが中野董夫(ただお)（1926―2004）、西島和彦らによって導入された。

　一方、一次宇宙線については、1937年ごろから宇宙線強度と地磁気の変動の相関がみいだされ、1942年には太陽からの宇宙線発生が発見された。これらの現象の研究から、乱れた磁場が太陽風に伴って惑星間空間に放出されることが明らかにされた。

　宇宙線の大部分が銀河系起源で、それが星間磁場で捕捉(ほそく)され、かつ加速されるという説が、1949年にE・フェルミによって提唱された。また1952年、宇宙線が星間物質と衝突してπ(パイ)中間子を発生し、その崩壊によって電子やγ(ガンマ)線をつくることが早川幸男(さちお)らによって予言された。1953年、高エネルギー電子が星間磁場中を運動すると電波を放射することがシュクロフスキーI. S. Shklovsky（1916―1985）やギンツブルクによって研究され、銀河電波放射の起源が解明された。

［早川幸男・高原文郎］

一次宇宙線

主成分は陽子およびヘリウムなどの原子核であり、その組成はほぼ太陽組成と同じである。数にして1％程度の電子も含まれており、陽電子も電子の1割程度存在している。また1990年代後半には、精密な気球実験により反陽子の存在も確認された。陽電子や反陽子は、宇宙線が銀河系空間を伝播(でんぱ)する際に、星間物質との衝突により生成されるものと考えられる。星間物質との衝突で生成される銀河γ線は、1970年代に検出されている。さらに、1990年代から2000年代にかけて、パルサーや活動銀河、超新星残骸などの天体起源の高エネルギーγ線が発見され、宇宙線の研究と天文学の研究との関係が深まっている。

　陽子は地球の磁場によって曲げられるため、あるエネルギー以下のものは地球に入射できない。重い原子核に対しては、核子当りの限界運動量が約2分の1になる。100MeV（メガ電子ボルト。1MeV＝10⁶eV）以下の成分は、おもに太陽風内の衝撃波で加速されたものである。これらの粒子強度は太陽活動によって変動する。太陽活動が激しくなると、太陽から放出される磁場のために宇宙線が押しやられ、活動極大時には1GeV（ギガ電子ボルト。1GeV＝10⁹eV）以下の強度が約半分になる。

　エネルギーが高くなると、スペクトルはエネルギーEの「べき関数」で表される。「べき指数」は、10⁹eVから3×10¹⁵eV付近までは－2.7、3×10¹⁵eVから3×10¹⁸eVまでは－3.1程度である。3×10¹⁸eVを超えると、ふたたび指数は－2.5程度になる。これらのスペクトルの折れ曲がりは「knee（ひざ）」「ankle（くるぶし）」とよばれている。エネルギーが3×10¹⁸eVより高い宇宙線は銀河系の磁場によって閉じ込められなくなるので、それらは銀河系外起源と考えられる。また、陽子は宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の光子と衝突してエネルギーを失うため、6×10¹⁹eV以上のエネルギーの宇宙線は宇宙全体からではなく、せいぜい50Mpc（メガパーセク。1Mpc＝10⁶pc、1pc＝3.26光年）以内の近傍銀河の領域で生成されたものだけが地球に到達しうる。そのためエネルギースペクトルに切断が現れると予想された。1980年代以降、複数の大型の宇宙線空気シャワー観測装置による観測が進められており、この予想に近いエネルギースペクトルが測定されている。

　宇宙線源についてはいろいろ考えられているが、超新星のような強力な爆発が有力である。急激なエネルギーの解放によって衝撃波が発生し、荷電粒子がその波面に遭遇すると加速される。フェルミが提案した統計的粒子加速機構を衝撃波に適用した理論がもっとも有力なものと考えられている。超新星爆発のほかに、強い星風をつくる星、強い電磁波を放射するパルサー、高速ジェットを放出する活動銀河核、γ線バーストなどが宇宙線源の有力候補である。

［早川幸男・高原文郎］

大気中の宇宙線

一次宇宙線の主成分である陽子やα(アルファ)粒子は、空気中の窒素や酸素の原子核と衝突して核破壊をおこす。これによって、原子核を構成する陽子、中性子、軽い原子核が飛び散ると同時に、入射エネルギーが十分高ければ中間子が発生する。発生する中間子の大部分はπ(パイ)中間子で、K中間子の個数はπの約20％である。πの3分の2は電荷をもち（π^±）、3分の1は中性（π⁰）である。K中間子のうち正電荷（K⁺）と中性（K⁰）のものがほぼ等量で、負電荷（K^-）のものは少ない。これらの中間子は不安定で、
π^±→μ^±＋ν_μ(_μ),π⁰→2γ
K^±→μ⁺＋ν_μ,K⁰→π⁺＋π^-
などの過程で崩壊する。崩壊の平均寿命および前記以外の崩壊過程は「素粒子」の項を参照されたい。平均寿命τ₀は静止粒子に対するもので、質量mの粒子が全エネルギーEで走っている場合には、相対論の効果によって平均寿命がτ＝(E/mc²)τ₀に延びる。そのため10²GeV以上になると、崩壊する前に空気核と衝突する確率が高くなる。

　崩壊で生じたμ^±はμ粒子を表し、ν_μ(_μ)はμに伴うニュートリノ（反ニュートリノ）を表す。π^±の崩壊では、親のエネルギーが約3対1の割合で二つの子に与えられる。π⁰はただちに2個のγ線に崩壊する。

　μ^±は原子核と衝突する確率が小さく、ほとんど電離によってエネルギーを失う。エネルギーの低いμ^±はμ^±→e^±＋ν_e(_e)＋_μ(ν_μ)の過程で崩壊する。e^±は正負電荷の電子を表し、ν_e(_e)は電子に伴うニュートリノ（反ニュートリノ）である。スーパーカミオカンデ実験により、μニュートリノの量が理論値の半分程度しかないことが発見された。これはニュートリノがわずかな質量を有しているときにおこるニュートリノ振動によるものと考えられている。

　γ線は空気中の原子と衝突して電子・陽電子対をつくる。これらの電子・陽電子は原子と衝突して原子核の電場で曲げられる際にγ線を出す。このγ線がまた電子・陽電子対をつくる。このようにして電子・陽電子とγ線が増殖し、電子・陽電子の電離によるエネルギー損失が勝るようになると増殖がやむ。このように電子・陽電子とγ線とは互いに移り変わり、かつ一体になっているので、これらをまとめて電子成分という。増殖過程は原子番号の高い物質中で頻繁におこり、入射電子成分のエネルギーは速やかに細分されるので、鉛などの重い物質中では吸収が激しい。これに比べてμ^±は質量が大きいため電場で曲げられにくく、γ線を出す確率が小さい。そのためエネルギーが高いと物質を貫通しやすくなる。ニュートリノはほとんど自由に物質を貫通するので、これを検知するためには、スーパーカミオカンデなどの地下に置かれた大型観測装置が必要となる。

　核子が原子核と衝突する際、約半分のエネルギーを中間子などの二次粒子に与える。生き残った核子や発生した核子、中間子は原子核と衝突する。このように核子、π、Kは一体となって増殖するので、これらをまとめて核成分とよぶ。核成分もエネルギーが細分されて低くなると増殖能力を失って吸収される。

［早川幸男・高原文郎］

高エネルギー宇宙線

非常に高いエネルギーの核子が原子核と衝突すると、多数の中間子を発生する。そのため核成分は激しく増殖する。核成分から生じたπ⁰の崩壊によるγ線も増殖によって多くの電子成分をつくる。こうして1個の一次宇宙線が各種の粒子の集合となり、シャワー状に大気中を降る。これを空気シャワーとよぶ。入射エネルギーをE（GeV）とすれば、極大粒子数は約0.5Eである。

　発生する高エネルギーμ^±は地下深くまで到達する。エネルギーE（＜10³GeV）のμ^±は柱密度（μ^±の進行方向に沿った空気の総量を表す線密度）約5×10²Egcm^-2の深さまで達しうる。E（＞10²GeV）ではγ線や電子対発生によるエネルギー損失が無視できなくなり、5×10⁵gcm^-2より深くなると、ニュートリノのつくるμ^±がおもな成分になる。

［早川幸男・高原文郎］

『湯川秀樹・坂田昌一著『原子核及び宇宙線の理論』（1942・岩波書店）』▽『湯川秀樹他編『宇宙線及び中間子論』（1955・共立出版）』▽『武谷三男編『宇宙線研究』（1970・岩波書店）』▽『早川幸男著『宇宙線――自然探求の歩み』（1972・筑摩書房）』▽『小田稔著『宇宙線』改訂版（1972・裳華房）』▽『長谷川博一著『宇宙線の謎――発生から消滅までの驚異を追う』（1979・講談社）』▽『小田稔・西村純・桜井邦朋編『宇宙線物理学』（1983・朝倉書店）』▽『桜井邦朋著『宇宙線はどこで生まれたか』（1985・共立出版）』▽『桜井邦朋著『現代天文学が明かす宇宙の姿』（1989・共立出版）』▽『桜井邦朋編『高エネルギー宇宙物理学――宇宙の高エネルギー現象を探る』（1990・朝倉書店）』▽『西村純編『宇宙放射線』（1986・共立出版）』▽『吉森正人著『ガンマ線で見る宇宙』（1988・地人書館）』▽『早川幸男・佐藤文隆・松本敏雄編『現代の宇宙論』（1988・名古屋大学出版会）』▽『T・K・ガイサー著、小早川恵三訳『素粒子と宇宙物理』（1997・丸善）』▽『東京大学宇宙線研究所編・刊『高エネルギー宇宙の総合的理解――新技術で切り開く宇宙線物理』（2002）』▽『小山勝二・嶺重慎編『ブラックホールと高エネルギー現象』シリーズ現代の天文学8（2007・日本評論社）』▽『井上一・小山勝二・高橋忠幸・水本好彦編『宇宙の観測〈3〉――高エネルギー天文学』シリーズ現代の天文学17（2008・日本評論社）』▽『朝永振一郎編『宇宙線の話』（岩波新書）』▽『佐藤文隆著『宇宙物理への道――宇宙線・ブラックホール・ビッグバン』（岩波ジュニア新書）』

[参照項目] | 宇宙背景放射 | 宇宙マイクロ波背景放射 | 核子 | 活動銀河核 | 荷電粒子 | γ線天文学 | 霧箱 | 銀河電波 | ギンツブルク | 計数管 | 軽粒子 | 原子核 | 坂田昌一 | ストレンジネス | スーパーカミオカンデ | スペクトル | 星間物質 | 素粒子 | 太陽 | 地磁気 | 中間子 | 超新星 | 電子 | 天体磁場 | 西島和彦 | ニュートリノ | ニュートリノ天文学 | パウエル | パルサー | 反陽子 | フェルミ | ヘス | ヘリウム | 放射線 | 放射能 | ミューオン | 湯川秀樹 | 陽子 | 陽電子

スーパーカミオカンデ

出典　小学館　日本大百科全書(ニッポニカ)

改訂新版　世界大百科事典

宇宙線 (うちゅうせん)
cosmic rays

宇宙空間を光に近い速度でほぼ等方的に飛びまわっている高エネルギー（10⁸eV程度以上）の放射線，およびそれが地球の大気中で空気を構成している原子核と衝突して発生する放射線の総称。前者を一次宇宙線primary cosmic rays，後者を二次宇宙線secondary cosmic raysと呼ぶ。一次宇宙線の主成分は各種の裸の原子核で，核子当り等しいエネルギーで比較すると，陽子（水素の原子核）が94.5%，ヘリウムの原子核（α粒子）が5%で，残りの0.5%がリチウムより重い原子核（炭素，窒素，酸素，鉄などの原子核が比較的多く，さらに重いものも含まれている）である。これらは正の電気量をもち，地球に到達するには，地球磁場の水平分力に応じて曲げられはね返されるので，磁気緯度によって宇宙線の入射強度は異なり，水平分力の大きい赤道付近ほど強度は減少する（緯度効果）。宇宙線の積分強度はエネルギーとともに減少し，高エネルギーではほぼエネルギーの2乗に逆比例するが，10²⁰eVまでの存在は確認されており，単一粒子としては自然界で最大のエネルギーを有している。また，宇宙空間での宇宙線のもつエネルギー密度は1eV/cm³程度である。二次宇宙線の成分は，π中間子，K中間子など，およびこれらが崩壊して転化するμ粒子，電子，γ線，中性微子などである。なお，少量ではあるが，宇宙から飛来する電子，陽電子，γ線，中性微子，反陽子などもあり，高エネルギーのものは宇宙線として扱われている。磁気単極子などは未確認である。

宇宙線の発見と研究の歴史

1912年オーストリアのV.F.ヘスは，気球に載せた検電器で約1km上空の放射線の検出を行い，宇宙から強力な放射線がきていることを発見した。宇宙線と名付けられたこの放射線は異常に高いエネルギーをもつので，その本質の解明と発生のなぞを解くことが新しい物理学と天文学の発展につながるものとして盛んに研究が行われた。イギリスのP.ディラックによって存在が予言された陽電子は，32年アメリカのC.D.アンダーソンによって磁場中の霧箱を用いた宇宙線観測から発見された。37年には湯川秀樹によって予言された中間子と考えられる粒子が宇宙線中に発見されて注目を集めた。この粒子は核力をもたず，湯川の予言したものではなかったが，47年にイギリスのパウエルCecil Frank Powell（1903-69）らは新開発の原子核乾板によって宇宙線中に湯川の予言したπ中間子と，その自然崩壊によって生じたμ粒子を発見した。その後，宇宙線中の新粒子探索は盛んになり，Λ粒子やK中間子などの発見が続いたが，50年代になると高エネルギー加速器が出現し，人工的に各種粒子の発生が可能となり，研究の主流は加速器実験へ移行した。しかし加速器では実現できない10¹²eV以上の高エネルギー領域での研究は，現在でももっぱら宇宙線によって行われている。

　ハドロンの相互作用については，エマルジョンチェンバー（原子核乾板と炭素，鉛などの板とを交互に多数段積み重ねた核反応検出装置）を気球や飛行機に搭載したり，高山に大面積に展開して研究がなされ，中間子多重発生現象では，横方向運動量一定の法則，発生粒子数のエネルギー依存性，特別な型の相互作用など，多くの成果が得られている。さらに高いエネルギー領域については，山上や地上の広大な面積に多数のシンチレーションカウンターやその他の計数管を散在させた装置で，拡大空気シャワーとして降ってくる10⁵～10¹⁰個の荷電粒子の観測を行い，超高エネルギー核相互作用の特性についての究明が行われている。また，レプトンについても，μ粒子の寿命は2.15×10⁻⁶秒であるが，高エネルギーでは相対論的効果によって寿命が延び遠方まで到達するので，電磁石スペクトロメーターによる運動量と正負の荷電比の測定，カロリーメーターによる相互作用の測定，地下約1万m水深相当（m.w.e.と表示する）までの深さと強度の関係などが観測される。地下深部では宇宙線強度が弱く，希少現象の中性微子相互作用の観測もなされている。

　一次宇宙線の強度はほぼ等方的であるが，地球上に固定された観測器は地球の回転によって0.5%程度の小変動を示し，これを日変化と呼んでいる。日変化は，太陽風と呼ばれる太陽からのプラズマの流れの中の磁場で，宇宙線の流れが乱されるために起こる宇宙線の非等方性に基づくものである。この宇宙線強度の日変化は太陽回転の27日周期で変動し，長期的には11年および22年の周期変動をもっている。この宇宙線強度変動の研究から，地球磁気圏と，それを包含する太陽磁気圏，さらには，銀河磁場との接続関係についての情報が得られている。それによれば，太陽磁気圏は約100AU（AUは天文単位で，1AU＝1.4960×10⁸km）の半径におよび，太陽活動の11年周期と11年ごとに起こる太陽極磁場の極性反転とによって，22年周期で盛衰している。

　そのほか，宇宙線の研究には，宇宙線生成核種を利用した年代決定や宇宙塵の測定などがある。宇宙線によって発生した大気中の中性子が窒素原子核に衝突すると炭素14 ¹⁴Cができる。¹⁴Cは定常的に動植物にも循環して一定の割合で有機物中に含まれ，生物活動が終わると固定化されたまま5570年の半減期で減少していく。これを利用して，¹⁴Cの含有率から年代の決定がなされている。また，宇宙からの降下物として海底泥に混入している宇宙塵や，落下隕石などでは，その中の宇宙線生成核種の検出によって宇宙線照射年代を判定することができる。

宇宙線の起源

宇宙線強度は，太陽表面の局部的活動により大きなフレアが発達したとき，短時間，急激な増大を示すことがあり，太陽からも荷電粒子が加速され放出されていることがわかる。しかし，これは約10⁹eVまでの低エネルギー領域である。宇宙線の強度とエネルギーを説明できる起源としては，銀河系内の超新星が考えられており，約30年に1回の割合で起こっている超新星の爆発と，その跡に残る中性子星の強力な磁場約10¹²ガウスの中で加速され放出されると推定されている。宇宙空間を飛行中にも，磁場のじょう乱との遭遇を繰り返すことによって加速される。宇宙線の宇宙空間での平均飛行期間は，長寿命不安定原子核ベリリウム10 ¹⁰Beなどの測定によって，約400万年銀河系の磁場約10⁻⁶ガウスの中をさまよっていると推定されている。一次宇宙線中の陽電子とγ線は，宇宙線とガス状の星間物質との衝突によって生じた二次的なものが主である。陽電子は銀河磁場によって曲げられ宇宙空間に蓄積されるが，γ線は直進して地球に到達する。この強度は宇宙線強度と星間物質の濃度に比例している。また，γ線は宇宙線源の近傍で強く放出されるはずなので，γ線点源の探索もなされている。

軟成分と硬成分

一次宇宙線が大気中に突入すると，陽子は約80g/cm²（ここでg/cm²は物質の厚さ（この場合は大気）を示す単位で，密度ρg/cm³の物質lcmの層をρlg/cm²と表す），ヘリウムは約45g/cm²，鉄は約14g/cm²の平均自由行路で空気を構成している原子核と衝突し，シャワーshowerと呼ばれる二次粒子発生現象でエネルギーを失う。このため一次宇宙線は大気の深さとともに指数関数的に強度を減じ，地上に到達するものはほとんどなく，したがって地上の宇宙線は二次宇宙線である。発生直後の二次宇宙線の主成分はπ中間子であり，荷電π中間子は2.6×10⁻⁸秒の寿命でμ粒子と中性微子に崩壊し，中性π中間子は10⁻¹⁶秒の寿命で2個のγ線に崩壊する。また，衝突された空気を構成している原子核からは，低エネルギーの陽子と中性子が飛び出してくる。このようにして，地上には多成分の二次宇宙線が飛来しているが，成分によって物質の貫通力が異なるので，厚さ10～15cmの鉛を用い，これで吸収される成分を軟成分soft component，貫通するものを硬成分hard componentと呼んでいる。軟成分はγ線，電子，陽電子で，電磁成分とも呼ばれ，物質中では放射行程（鉛で5mm）ごとに，γ線は電子対生成によって電子と陽電子に転化し，電子と陽電子はγ線を放射することによってエネルギーの大半を失う。この過程の繰返し現象を電磁カスケードシャワーelectro-magnetic cascade showerと呼び，粒子数が急速に増加した後，個々の粒子のエネルギーは低下してコンプトン効果，光電効果および電離損失によって物質に吸収されてしまう。これに反し，硬成分はμ粒子およびさらに重い粒子で，制動放射を起こす確率が質量の2乗に反比例するため，物質中でのエネルギー損失は小さく，貫通力が大きい。地上では1cm²当り1分間に1個の割合で宇宙線荷電粒子が通過していて，その3/4は硬成分であり，ほとんどがμ粒子である。陽子と中性子はスターと呼ばれる核破壊現象などでエネルギーを低下させた後，陽子は電離損失によって停止し，中性子は原子核との弾性衝突を繰り返してエネルギーを失い，熱中性子となって最終的には原子核に吸収される。これら宇宙線全成分の地上における放射線量は1日当り約0.8ミリレントゲンである。

宇宙線の観測

一次宇宙線の直接観測はロケット，人工衛星，気球などに各種の荷電粒子検出器を搭載して行われる。また一次宇宙線の変動の観測は，世界中の緯度と経度の異なる地点に多様なエネルギーに対応する装置で観測網が張られており，日本では名古屋大学と理化学研究所に拠点が置かれている。宇宙線の各種の目的の研究のために，地球上の有利な条件を利用した観測所は多く，その代表的なものは高山観測所であり，ボリビアのチャカルタヤ山（標高5200m），中国のガンバラ山（5500m），タジキスタン共和国のパミール高原（4400m）などにあり，日本では乗鞍岳山頂の乗鞍観測所（2770m）がよく知られている。地上の大型空気シャワー観測所は，イギリスのハベラパーク，ロシアのヤクーツク，日本の明野（山梨県）などにある。また地下観測所は，ヨーロッパのモン・ブラン・トンネル（3000～5000m.w.e.），インドのコラー金山（1000～8000m.w.e.），アメリカのサウス・ダコタ（4200m.w.e.）などにあり，日本では岐阜県の神岡鉱山内に神岡観測所（2700m.w.e.）がある。
執筆者：三宅 三郎

出典　株式会社平凡社「改訂新版　世界大百科事典」

百科事典マイペディア

宇宙線【うちゅうせん】

宇宙空間から地球に絶えずふり注ぐ高エネルギーの放射線（一次宇宙線）と，それが大気に入射してつくる放射線（二次宇宙線）の総称。1912年V.F.ヘスが気球観測により確認。〔一次宇宙線〕　約95％が陽子，残りがα粒子（α線）やその他の原子核，そして電子が１％程度。エネルギーは10²(0/)電子ボルト〜10⁸電子ボルト。その起源については超新星の爆発，銀河系内の磁場による加速，宇宙創成時（ビッグバン）につくられたなどの説がある。〔二次宇宙線〕　一次宇宙線が大気中の原子核に衝突し，二次宇宙線が生じる。この過程で一次宇宙線はエネルギーを失い，地上に到達するものはほとんどない。したがって，地上に到達する宇宙線は二次宇宙線である。一次宇宙線が空気の原子核に衝突すると核子（陽子，中性子）をたたき出し，同時にπ中間子を生じる。核子はさらに原子核と衝突して同様の粒子を作り，荷電π中間子はミューオンとニュートリノに崩壊。中性中間子は２個の光子に崩壊するが，光子は電子対生成により正負の電子を作り，電子の運動エネルギーが制動放射（荷電粒子が加速度を持つときの放射）により光子にかわり，その光子が再び電子対生成を行うというふうに，電子，光子はねずみ算式に増す（カスケードシャワー）。10¹⁴電子ボルト以上の一次宇宙線では以上の諸過程が大規模に起こって膨大な数の電子，陽電子，μ粒子，陽子が広範囲にふる。〔硬成分と軟成分〕　宇宙線のうち厚さ約10cmの鉛で吸収される部分を軟成分，貫通する部分を硬成分という。前者はおもに電子，陽電子，光子，後者はミューオンで，ときに地下1000mの深さまで貫通するものがある。→霧箱／宇宙線嵐
→関連項目アンダーソン｜空中電気｜原子核乾板｜コンプトン｜ブラケット｜μ粒子｜ミリカン

出典　株式会社平凡社

ブリタニカ国際大百科事典 小項目事典

宇宙線
うちゅうせん
cosmic rays

宇宙の空間に存在するエネルギーの大きな放射線の総称。1912年オーストリアのビクター・F.ヘスが気球に乗り，5000mの高度で電離箱の電離度を観測して，その存在を確認した。銀河系に源を発するものを銀河宇宙線といい，そのうちエネルギー数億eV（電子ボルト）以下のものを準宇宙線という。宇宙線電子は銀河磁場と相互作用することによってシンクロトロン放射をして，銀河電波として観測される。また太陽から発生するものを太陽宇宙線という。宇宙線のエネルギーは最高 10²¹eVに及び，銀河系内では等方的で，銀河磁場によって約 1000万年の間閉じ込められる。また 10¹⁸eV以上のものは銀河系外起源と考えられる。陽子，α粒子，その他の重い原子核成分を含む一次宇宙線が大気に突入すると二次宇宙線を発生する。二次宇宙線はその透過力によって，強い透過力をもつ硬成分と厚さ 10cmの鉛に吸収される軟成分とに分けられる。硬成分はおもにμ粒子，軟成分はおもに電子，陽電子である。また相互作用の性質によって，強い核相互作用をする核活性成分，電子，陽電子，光子からなる電子成分，μ粒子成分，ニュートリノ成分という分類もある。一次宇宙線の陽子，α粒子などが大気上空で空気の原子核と衝突して核カスケード過程で核活性成分を増殖する。この衝突の際に生じた中性π中間子が 2個のγ線に崩壊し，それらがカスケードシャワーで電子成分をつくる。同じく荷電π中間子が崩壊してμ粒子成分をつくる。またμ粒子の一部が電子・陽電子崩壊し，電子成分に加わる。さらに荷電π中間子とμ粒子の崩壊の際に放出されるニュートリノがニュートリノ成分となる。一次宇宙線はその硬さによって地球磁場による地磁気効果を受け，大気の気圧，気温による大気効果を示す。さらに太陽活動の影響を受けて変動する。高度 0における強度は，水平な 1cm²の面積に毎秒 0.015個の割合で宇宙線が入射する程度である。強度は高さとともに増し，地上 15kmないし 20kmで極大に達する。銀河宇宙線の源は超新星である。太陽宇宙線は太陽のフレアに伴って発生する。宇宙線は加速器の及ばない超高エネルギーの素粒子反応の研究や，宇宙における高エネルギー現象の研究に重要である。

出典　ブリタニカ国際大百科事典 小項目事典

化学辞典 第2版

宇宙線
ウチュウセン
cosmic rays

地球外から大気に飛び込んでくる高エネルギーの放射線を一次宇宙線，大気との衝突で生じるイオン化放射線を二次宇宙線という．一次宇宙線はほとんど裸の陽子で，それを100とすると，10がヘリウム核，1が電子とそのほかの核，0.01がγ線である．その起源は超新星の爆発などからきたもので，太陽からのイオン化放射線はごくわずかであるとされている．二次宇宙線はおもに，高エネルギー陽子と大気との相互作用で生じる短寿命のパイ中間子，ミューオン，ニュートリノ，および一次宇宙線の制動放射によるγ線である．二次宇宙線の強度が大きいのは地上15～20 km で，地表では1 cm² 当たり毎秒1個程度である．

出典　森北出版「化学辞典（第2版）」

世界大百科事典（旧版）内の宇宙線の言及

【宇宙環境】より

…実際の人工衛星の飛行高度は，低いものでもその近地点高度は150km程度だが，熱圏を飛行する場合には，同様に大気による抗力を受け，また大気の流れの影響も受けるため，徐々にエネルギーを失っていき，最後には濃い大気に突入する。
［宇宙空間での人間活動と宇宙環境］
　宇宙空間での人間活動に関する環境を考えるとき，人間の永久居住は20年または30年後の研究課題であるから，太陽活動の変動までを考慮する必要は当分なく，現実的な問題となるのは紫外線，X線，宇宙線，宇宙塵，無重量状態などである。紫外線は生物の皮膚に紅斑を生じさせたり結膜炎を発生させる原因となり，有人宇宙船の飛行高度では人間の皮膚が太陽からの紫外線にさらされると，地上の10～50倍の速度で紅斑ができるといわれるが，宇宙船および宇宙服の窓材料を適当に選べば，紫外線を宇宙船内の人間まで通過させなくすることは容易である。…

【環境放射線】より

…放射線に被曝すると放射線障害の発生確率が増大すると考えられることから，環境放射線のレベルを低く保つことは重要である。放射線被曝
［自然の環境放射線］
　自然放射線には宇宙線と自然放射性物質からの放射線がある。宇宙線とは，地球の外部で発生する高エネルギーの放射線と，これが大気中に侵入すると大気の核と相互作用をして発生する二次粒子や電離放射線の総称であり，人々はこれに被曝する。…

【ミリカン】より

…12年から15年にかけては，光電効果の実験を行い，アインシュタインの光量子仮説中の局在化した放射エネルギーという概念に実験的基礎を与えようとしたが，この実験によってプランク定数の値も約0.5％の精度内で得ることができた。またカリフォルニア工科大学に移ってからは宇宙線の研究にも取り組み，V.F.ヘスが発見した高い高度で増加する放射線の起源が地球にはないことを明らかにし，〈宇宙線〉の名称を提案(1925)した。その後も宇宙線研究で指導的な役割を果たし，陽電子を発見したC.D.アンダーソンも彼の弟子の一人であった。…

※「宇宙線」について言及している用語解説の一部を掲載しています。

出典｜株式会社平凡社「世界大百科事典（旧版）」