kosmisk stråling

Kosmisk stråling blev opdaget i 1912. Atmosfærisk luft er altid svagt elektrisk ledende, og man vidste, at denne ledningsevne voksede, når luften udsattes for ioniserende stråling fra radioaktive stoffer. Når alle radioaktive stoffer fra forsøgsopstillingen blev fjernet, var der imidlertid stadig en svag ledningsevne tilbage. For at undersøge, om dette skyldtes en ukendt stråling fra jordoverfladen, foretog V.F. Hess i 1912 målinger af luftens ledningsevne under en række ballonflyvninger. Han opdagede, at ledningsevnen ikke aftog, men i stedet voksede, når ballonen steg til større højder, og sluttede heraf, at den ioniserende stråling kom ude fra verdensrummet.

I perioden frem til 1945 blev kosmisk stråling mest studeret med instrumenter på Jordens overflade. Det blev klart, at den stråling, der kommer igennem atmosfæren, mest består af myoner, en type elementarpartikler, som trænger igennem selv meget tykke afskærmninger. Hverken atomkerner eller elektroner kan komme igennem et så massivt dække som Jordens atmosfære. Først efter 2. Verdenskrig blev det muligt at flyve ubemandede balloner til højder over 30 km, hvor man kan iagttage den primære kosmiske stråling, før den standses af atmosfæren. I 1947 påviste to amerikanske forskergrupper, at den primære stråling hovedsagelig bestod af atomkerner af det letteste grundstof, brint, men desuden indeholdt helium-, lithium- og tungere kerner. Nyere undersøgelser, fx udført gennem det dansk-fransk-amerikanske HEAO-projekt, har givet detaljerede oplysninger om grundstofsammensætningen.

Allerede i 1934 foreslog W. Baade og F. Zwicky, at de primære kilder til den kosmiske stråling var supernovaer, hvor der frigøres tilstrækkelig energi til at accelerere partiklerne. En eventuel forbindelse mellem supernovaer og kosmisk stråling er imidlertid ikke så direkte som oprindelig tænkt. Grundstofferne i strålingen er ikke de typiske produkter af supernovaer; sammensætningen ligner mere normale stjerners. Accelerationen foregår åbenbart langt fra supernovaen, og det er stadig uklart, hvor og hvordan accelerationsprocessen startes. Optagelser foretaget i 2003 med NASAs Chandra X-ray Observatory af resterne af den supernova, Tycho Brahe observerede i 1572, giver dog en klar indikation af, hvorledes atomkerner i supernovarestens overflade optager energi fra en chokbølge og opnår hastigheder nær lysets. Chokbølgen opstår pga. supernovaens enorme ekspansionshastighed.

På Jorden registrerer vi partikler fra kosmisk stråling med energier mellem ca. 0,1 GeV og 10¹¹ GeV (mere end 10⁸ gange større end energierne i de største menneskeskabte acceleratorer). Fluxen af partikler med energier over 0,1 GeV er ca. 1000 pr. m² pr. s.

Partikler med energier op til ca. 10⁸ GeV stammer formodentlig fra kilder i Mælkevejssystemet, idet de for en tid kan fastholdes af det svage magnetfelt mellem stjernerne. Over 10⁸ GeV er der et betydeligt fald i hyppigheden af partikler, men mellem 10⁹ og 10¹¹ GeV dukker en ny komponent op, som menes at stamme fra andre galakser.

Ved studier af radioaktive isotoper i strålingen er det påvist, at den gennemsnitlige levetid for en 1-GeV-partikel i den kosmiske stråling i Mælkevejssystemet er ca. 20 mio. år, en meget kort tid i forhold til galaksens alder. Ved højere energier er levetiden endnu kortere. Nye partikler må derfor til stadighed accelereres for at kompensere for dem, der forsvinder ud af vores galakse.

Kosmisk stråling består af ladede partikler, som afbøjes, når de passerer gennem magnetfelter. Svage magnetfelter findes overalt i verdensrummet, og kosmisk stråling strømmer derfor ikke gennem rummet i rette linjer (som stjernelyset gør det), men bevæger sig i komplicerede spiralbaner. Strålingens oprindelse kan derfor ikke findes ved at se på partiklernes ankomstretninger til Jorden, hvortil de kommer fra alle retninger. Elektrisk ladede partikler strømmer let langs med de magnetiske feltlinjer, men tvinges ind i cirkel- eller spiralbaner, hvis de forsøger at krydse feltlinjerne.

Ser vi på forholdene omkring Jorden og dens magnetfelt, så kan kosmisk stråling relativt let strømme ind mod polaregnene, fordi de magnetiske feltlinjer her stråler ud i rummet. Derimod har kosmisk stråling vanskeligt ved at nærme sig Jorden ved ækvator, fordi feltlinjerne her er lukkede og løber langs jordoverfladen. Derfor er intensiteten af kosmisk stråling større ved polerne end ved ækvator.

Også Solen har et magnetfelt. Solvinden, der til stadighed strømmer væk fra Solen, bærer magnetfeltet med. Kosmisk stråling, der ankommer til Solsystemet, løber nogenlunde uhindret langs de magnetiske feltlinjer i solvinden, når denne strømmer jævnt, og feltlinjerne derfor har et glat forløb. Dette er en typisk situation, når Solen er inaktiv, dvs. når der er få solpletter. Når Solen er aktiv, dvs. har mange solpletter, er solvinden urolig, og feltlinjerne bliver krøllede. Under sådanne forhold bliver strømmen af kosmisk stråling ind mod Solen væsentligt langsommere, og her på Jorden oplever vi et fald i intensiteten af kosmisk stråling. Danske forskere har i midten af 1990'erne fundet en vis statistisk sammenhæng mellem variationen af den kosmiske stråling og mængden af skyer på Jorden over syvårs-perioden 1984-91. Dette kan muligvis fortolkes på den måde, at den kosmiske strålings ionisering af luften fremmer skydannelsen, og at Solen dermed indirekte styrer udsvingene i de globale klimaforhold.

Endelig er der et svagt magnetfelt, der gennemtrænger hele Mælkevejssystemet. Dette magnetfelt forhindrer den kosmiske stråling i frit at undslippe vores galakse; strålingen holdes tilbage og siver kun langsomt ud.

Jordens atmosfære bombarderes til stadighed med de energirige partikler i kosmisk stråling. I sammenstødene mellem luftens atomkerner og partiklerne i kosmisk stråling spaltes luftens atomkerner, og en del af spaltningsprodukterne er radioaktive kerner, fx beryllium-10 (¹⁰Be) og kulstof-14 (¹⁴C). Disse radioaktive kerner har vigtige anvendelser til aldersbestemmelse af arkæologiske eller geologiske prøver (se kulstof 14-datering). Halveringstiden for ¹⁰Be er ca. 2,5 mio. år, og denne isotop er derfor særlig velegnet til at studere geologiske processer over tidsskalaer på nogle millioner år.