Cosmic rays

Japanese: 宇宙線 - うちゅうせん（英語表記）cosmic rays

High-energy radiation of extraterrestrial origin. Cosmic rays before entering the Earth's atmosphere are called primary cosmic rays, and those generated in the Earth's atmosphere or soil are called secondary cosmic rays.

[Yukio Hayakawa and Fumio Takahara]

History of cosmic ray research

Shortly after radioactivity was discovered at the end of the 19th century, it was discovered that there was radioactivity that could not be eliminated even by surrounding it with thick walls. Radioactivity did not weaken significantly the higher it rose above the ground, and observations using hot air balloons showed that it increased in intensity with altitude at altitudes above 1 kilometer.

V. Hess, who succeeded in observing this in 1912, concluded that this radioactivity was due to highly penetrating radiation coming from high altitudes. This was the discovery of cosmic rays. In 1927, counters and cloud chambers were used to observe cosmic rays, and it was discovered that the majority of the cosmic rays that rain down on the Earth are high-energy charged particles. It was also observed that the intensity of cosmic rays increases with increasing geomagnetic latitude, and it was confirmed that the primary cosmic rays that enter the Earth are also charged particles that are bent by the geomagnetic field. Furthermore, based on the difference in intensity between the east and west directions, it was concluded that the sign of the charge is positive.

Primary cosmic rays collide with the Earth's atmosphere to produce secondary cosmic rays. By studying the tracks of cosmic rays observed in cloud chambers, the positron was discovered in 1932, and the muon (also called the muon) in 1937. The energies of the components of cosmic rays were far higher than could be artificially reached at the time, providing a powerful tool for studying high-energy interactions and elementary particles.

Immediately after its discovery, the muon was thought to be the meson predicted by Hideki Yukawa, but the difference between the two was soon recognized. In 1942 (Showa 17), Shoichi Sakata and Yasutaka Tanigawa (1916-1987) proposed that the meson that mediates nuclear force and the muon are different. This theory was verified in 1947 when C. F. Powell and others observed the decay of the muon. From that time on, even heavier mesons and hypernucleons heavier than nucleons were discovered one after another, and the diversity of elementary particles was recognized. In order to understand these, the quantum number strangeness that characterizes elementary particles was introduced in 1953 (Showa 28) by Tadao Nakano (1926-2004), Kazuhiko Nishijima and others.

Regarding primary cosmic rays, a correlation between cosmic ray intensity and geomagnetic fluctuations was found around 1937, and cosmic rays originating from the Sun were discovered in 1942. Research into these phenomena revealed that disturbed magnetic fields are emitted into interplanetary space along with the solar wind.

In 1949, E. Fermi proposed the theory that the majority of cosmic rays originate from the galaxy and are captured and accelerated by interstellar magnetic fields. In 1952, Sachio Hayakawa and others predicted that cosmic rays collide with interstellar matter to produce π (p) mesons, which then decay to produce electrons and gamma rays. In 1953, IS Shklovsky (1916-1985) and Ginzburg researched the fact that high-energy electrons radiate radio waves when they move through an interstellar magnetic field, and the origin of galactic radio radiation was elucidated.

[Yukio Hayakawa and Fumio Takahara]

Primary cosmic rays

Its main components are atomic nuclei such as protons and helium, and its composition is almost the same as that of the sun. It also contains about 1% electrons, and positrons account for about 10% of the electrons. In the late 1990s, the existence of antiprotons was confirmed by a precise balloon experiment. Positrons and antiprotons are thought to be produced by collisions between cosmic rays and interstellar matter as they propagate through galactic space. Galactic gamma rays, which are produced by collisions with interstellar matter, were detected in the 1970s. Furthermore, from the 1990s to the 2000s, high-energy gamma rays originating from celestial bodies such as pulsars, active galaxies, and supernova remnants were discovered, deepening the relationship between cosmic ray research and astronomy research.

Protons are bent by the Earth's magnetic field, so that those below a certain energy cannot enter the Earth. For heavy atomic nuclei, the critical momentum per nucleon is roughly halved. The component below 100 MeV (megaelectronvolt, 1 MeV = 10 ⁶ eV) is mainly accelerated by shock waves in the solar wind. The strength of these particles varies with solar activity. When solar activity is intense, the magnetic field emanating from the Sun pushes cosmic rays away, and at activity maximum, the strength below 1 GeV (gigaelectronvolt, 1 GeV = 10 ⁹ eV) is roughly halved.

As the energy increases, the spectrum is expressed as a "power function" of the energy E. The "power exponent" is -2.7 from 10 ⁹ eV to around 3×10 ¹⁵ eV, and is about -3.1 from 3×10 ¹⁵ eV to 3×10 ¹⁸ eV. Above 3×10 ¹⁸ eV, the exponent becomes -2.5 again. These bends in the spectrum are called the "knee" and "ankle". Cosmic rays with energies higher than 3×10 ¹⁸ eV are no longer confined by the galactic magnetic field, so they are thought to be of extragalactic origin. In addition, because protons lose energy by colliding with photons in the cosmic microwave background (CMB), cosmic rays with energies above 6×10 ¹⁹ eV can only reach Earth if they are generated in a region of nearby galaxies within 50 Mpc (megaparsecs, 1 Mpc = 10 ⁶ pc, 1 pc = 3.26 light years), not from the entire universe. Therefore, it was predicted that a cut would appear in the energy spectrum. Since the 1980s, observations have been conducted using several large cosmic ray air shower observation instruments, and an energy spectrum close to this prediction has been measured.

There are various theories about the source of cosmic rays, but powerful explosions such as supernovae are the most likely. The sudden release of energy creates shock waves, and charged particles are accelerated when they encounter the wave front. The most likely theory is one that applies the statistical particle acceleration mechanism proposed by Fermi to shock waves. In addition to supernova explosions, other likely candidates for the source of cosmic rays include stars that create strong stellar winds, pulsars that emit strong electromagnetic waves, active galactic nuclei that emit high-speed jets, and gamma-ray bursts.

[Yukio Hayakawa and Fumio Takahara]

Cosmic rays in the atmosphere

Protons and α (alpha) particles, the main components of primary cosmic rays, collide with the nuclei of nitrogen and oxygen in the air, causing nuclear destruction. As a result, the protons, neutrons, and light atomic nuclei that make up the atomic nucleus are scattered, and at the same time, if the incident energy is high enough, mesons are produced. The majority of mesons produced are π (pi) mesons, and the number of K mesons is about 20% of π. Two-thirds of π have an electric charge (π ^± ), and one-third are neutral (π ⁰ ). Of the K mesons, there are almost equal numbers of positively charged (K ⁺ ) and neutral (K ⁰ ), and negatively charged (K ^- ) ones are few. These mesons are unstable,
π ^± →μ ^± +ν _μ ( _μ ),π ⁰ →2γ
K ^± →μ ⁺ +ν _μ ,K ⁰ →π ⁺ +π ^-
For the average decay time and other decay processes, see the "Elementary Particles" section. The average lifetime τ ₀ is for a stationary particle, and when a particle of mass m is moving with total energy E , the average lifetime is extended to τ = ( E / m c ² )τ ₀ due to the effects of relativity. Therefore, when the energy is 10 ² GeV or more, the probability of colliding with an air nucleus before decaying increases.

The decay products μ ^± represent muons, and ν _μ ( _μ ) represent the neutrinos (antineutrinos) associated with μ. In the decay of π ^± , the parent energy is transferred to the two children in a ratio of about 3 to 1. π ⁰ immediately decays into two gamma rays.

μ ^± has a low probability of colliding with an atomic nucleus, and loses most of its energy through ionization. Low-energy μ ^± decays in the process of μ ^± →e ^± +ν _e ( _e ) + _μ (ν _μ ). ^{e ±} represents a positively or negatively charged electron, and ν _e ( _e ) is the neutrino (antineutrino) that accompanies the electron. The Super-Kamiokande experiment discovered that the amount of μ neutrinos is only about half the theoretical value. This is thought to be due to neutrino oscillations that occur when neutrinos have a small amount of mass.

Gamma rays collide with atoms in the air to produce electron-positron pairs. These electrons and positrons collide with atoms and emit gamma rays when they are bent in the electric field of the atomic nucleus. These gamma rays then produce electron-positron pairs. In this way, electrons, positrons, and gamma rays multiply, and multiplication stops when the energy loss due to the ionization of electrons and positrons becomes greater. Since electrons, positrons, and gamma rays change into each other and become one, they are collectively called the electron component. The multiplication process occurs frequently in materials with high atomic numbers, and the energy of the incident electron component is quickly broken down, so it is absorbed heavily in heavy materials such as lead. In comparison, μ ^± has a large mass, so it is difficult to bend in an electric field and has a low probability of emitting gamma rays. Therefore, when the energy is high, it is easier to penetrate materials. Neutrinos penetrate materials almost freely, so large underground observation equipment such as Super-Kamiokande is required to detect them.

When a nucleon collides with an atomic nucleus, it gives about half of its energy to secondary particles such as mesons. The surviving nucleons and the generated nucleons and mesons collide with atomic nuclei. In this way, nucleons, π, and K multiply together, so they are collectively called nuclear components. When nuclear components are subdivided and their energy becomes low, they lose their ability to multiply and are absorbed.

[Yukio Hayakawa and Fumio Takahara]

High energy cosmic rays

When a nucleon with extremely high energy collides with an atomic nucleus, it produces many mesons. This causes the nuclear components to multiply vigorously. The gamma rays produced by the decay of π ⁰ from the nuclear components also multiply to produce many electron components. In this way, a single primary cosmic ray becomes a collection of various particles, which rain down in the atmosphere like a shower. This is called an air shower. If the incident energy is E (GeV), the maximum number of particles is about 0.5 E.

The high-energy μ ^± particles that are generated reach deep underground. μ ^± particles with energy E (<10 ³ GeV) can reach depths with a column density (linear density representing the total amount of air along the direction of the μ ^± particles) of about 5×10 ² Egcm ^-2 . At E (>10 ² GeV), energy losses due to gamma rays and electron pair production cannot be ignored, and at depths greater than 5×10 ⁵ gcm ^-2 , μ ^± particles produced by neutrinos become the main component.

[Yukio Hayakawa and Fumio Takahara]

"Theory of Atomic Nuclei and Cosmic Rays" by Yukawa Hideki and Sakata Masakazu (1942, Iwanami Shoten)" ▽ "Cosmic Rays and Meson Theory" edited by Yukawa Hideki et al. (1955, Kyoritsu Shuppan)" ▽ "Cosmic Ray Research" edited by Takeya Mitsuo (1970, Iwanami Shoten)" ▽ "Cosmic Rays - The Journey of Nature Explorations" by Hayakawa Yukio (1972, Chikuma Shobo) ▽ "Cosmic Rays" revised edition by Oda Minoru (1972, Shokabo) ▽ "The Mystery of Cosmic Rays - Tracing the Wonders from Their Creation to Disappearance" by Hasegawa Hirokazu (1979, Kodansha)" ▽ "Cosmic Ray Physics" edited by Oda Minoru, Nishimura Jun, and Sakurai Kunitomo (1983, Asakura Shoten)" ▽ "Where did cosmic rays come from?" by Sakurai Kunitomo (1985, Kyoritsu Shuppan)" ▽ "The Shape of the Universe Revealed by Modern Astronomy" by Sakurai Kunitomo (1989, Kyoritsu Shuppan)" ▽ "High Energy Astrophysics - Exploring High Energy Phenomena in the Universe" edited by Sakurai Kunitomo (1990, Asakura Shoten)" ▽ "Cosmic Radiation" edited by Nishimura Jun (1986, Kyoritsu Shuppan)" ▽ "The Universe as Seen through Gamma Rays" by Yoshimori Masato (1988, Chijin Shokan)" ▽ "Modern Cosmology" edited by Hayakawa Yukio, Sato Fumitaka, and Matsumoto Toshio (1988, Nagoya University Press)" ▽ "Elementary Particles and Astrophysics" by T.K. Geisser, translated by Kobayakawa Keizo (1997, Maruzen)" ▽ "A Comprehensive Understanding of the High Energy Universe - Opening Up Cosmic Ray Physics with New Technology" edited and published by the Institute for Cosmic Ray Research, University of Tokyo (2002)" ▽ "Black Holes and High Energy Phenomena," edited by Koyama Katsuji and Mine Shigemasa (2007, Nippon Hyoronsha) Series: Modern Astronomy 8; "Observation of the Universe 3: High Energy Astronomy," edited by Inoue Hajime, Koyama Katsuji, Takahashi Tadayuki, and Mizumoto Yoshihiko (2008, Nippon Hyoronsha) Series: Modern Astronomy 17; "The Story of Cosmic Rays," edited by Tomonaga Shinichiro (Iwanami Shinsho)"; "The Path to Astrophysics: Cosmic Rays, Black Holes, and the Big Bang," by Sato Fumitaka (Iwanami Junior Shinsho)

Super-Kamiokande
The inside of the stainless steel water tank of Super-Kamiokande, which is installed 1,000 meters underground in the Kamioka mine. The tank is cylindrical, about 40 meters in diameter and height, and is equipped with more than 10,000 photomultiplier tubes. Photo courtesy of Hida City, Gifu Prefecture / Kamioka Observatory, Institute for Cosmic Ray Research, University of Tokyo ">

Super-Kamiokande

Source: Shogakukan Encyclopedia Nipponica About Encyclopedia Nipponica Information | Legend

Japanese:

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
神岡鉱山の地下1000mに設置されたスーパーカミオカンデのステンレス製水槽の内部。水槽は直径・高さともに約40mの円筒形で、1万本を超える光電子増倍管が取り付けられている。岐阜県飛騨市写真提供／東京大学宇宙線研究所　神岡宇宙素粒子研究施設">

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)日本大百科全書(ニッポニカ)について　情報 | 凡例

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