宇宙线重核效应
宇宙线重核效应（ effects of heavy primary nuclei of cosmic rays ），宇宙线重核粒子在传播过程中的各种物理过程，以及与星际介质氢、氦等的相互作用。宇宙线重核是指宇宙线中原子序数Z>2的核粒子。1948年弗赖尔(P.S.Freier)等人在高空飞行的气球上，用云雾室和依尔福核乳胶照相发现了原子序数达到40，动能达到5×108电子伏的宇宙线重核粒子。这表明轰击地球的宇宙线，不仅包括质子，还包括氦核和重元素的核。
宇宙线重核效应的研究，不仅可以了解宇宙线的组成、能谱、起源和次级宇宙线的产生等问题，同时还有助于人类认识元素起源、天体演化、各种天体物质的宇宙线照射历史、表面动力学过程，并可用于估计陨石母体的大小，恢复陨石母体的形状和估算陨石通过大气层时的烧蚀量等。此外，对于宇宙飞行，宇宙飞船和太空服的设计也具有重要的实际意义。
宇宙线重核的组成
一般按原子序数分为轻元素核(L)、中等元素核(M)和重元素核(H)，重元素核又分为H3、H2和H1（见表1）。有时在重元素核中又分为最重核（VH，18≤Z≤30）和超重核（VVH，Z>30）。在初级宇宙射线中，重核只占很少一部分，按粒子数计算少于2％，按进入质量计算少于15％。以中等元素核的丰度等于1为标准表示的各类宇宙线重核的相对丰度也见表1。以到达地球大气层顶部、能量≥1.5×106电子伏的碳核通量等于1为标准表示的宇宙线重核相对丰度如图。
表1 初级宇宙线中宇宙线重核的相对丰度
图中，右边画右斜线的柱表示宇宙线重核的原始丰度（源区丰度），左边的柱表示在地球大气层顶部所观测的丰度，其中黑色区表示宇宙线与星际物质相互作用以后的次级产物的量。从图看出，在宇宙线源区，氧的丰度略超过碳的丰度，但在地球大气层顶部，碳的丰度略超过氧的丰度。氮的源区丰度低于靠近地球处的观测值，表明大部分氮是次级产物。Ne、Mg、Si、Fe在丰度上比较接近，约为0.2～0.25。到达地球附近的C、O核大约有90％，Ne、Mg、Si核大约有70～80％是原始核。其余元素大都是次生核占优势。Ar、Ca、Na、Al的原始丰度是十分低的，相对于C来说，Ar和Ca的丰度约为0.01，Na和Al约为0.005。这一数值与卡梅伦(A.G.W.Cameron)的宇宙丰度属同一数量级。
宇宙线重核的传播和演变
宇宙线自产生至到达地球的传播过程中，与星际介质中的氢、氦等元素以及地球大气发生碰撞，使原始宇宙线重核发生核崩裂和核散裂反应，引起到达地球的宇宙线重核丰度发生变化，并生成一系列新核素。
在宇宙线能量E≥2.3×109电子伏情况下，最丰富的宇宙线重核与氢碰撞产生质量数为6～27的核(6Li～27Al)。Fe核与氢碰撞后崩裂成比Al重的核。但星际气体原子有10～15％是He，它与宇宙线重核相互作用的几率(截面)超过与氢相互作用的几率，是使宇宙线重核在星际气体中传播时丰度发生变化的重要因素。如重核与氦作用产生的10Be比它与氢相互作用产生的10Be高2倍以上。宇宙线能量为100～500百万电子伏时，56Fe与He碰撞时生成17≤Z ≤20的产率比与氢碰撞产生这些核元素的产率要大得多。
宇宙线重核与空气相互作用产生H1、H2、H3和M、L核素如表2。Pji是产生每一类子体核的分截面总和被相应的每一类母体核的平均总非弹性截面相除所得的值，即Pji是由 j类核碰撞出i类核的平均数。
表2 宇宙线重核在空气中的分裂参数（Pji）
宇宙线重核与陨石等地球外固体物质的相互作用
陨石等地球外固体物质有两个基本特点：一是没有像地球这样稠密的大气层的屏蔽，因此它们几乎直接暴露在宇宙线下；二是它们在宇宙空间运行的时间很长。当宇宙线重核轰击这些固体物质时，高能带电粒子会在绝缘固体物质（如硅酸盐矿物）中产生辐射损伤──固体核径迹，并被直接记载下来。宇宙射线重核还可以与固体物质中的组分作用，产生次级反应产物，这些次级产物也是具有一定能量和电荷的粒子，当他们被固体物质阻止下来时，也会产生核径迹被记载下来。宇宙线重核与固体物质的组分发生核作用时，也会引起固体物质中的同位素组成发生变异，比较起来，氢和氦的这种作用是很小的。在通常硅酸盐矿物中氢和氦核所造成的辐射损伤不形成蚀刻径迹。所以，形成固体核径迹是宇宙线重核的特征效应。
根据高能带电粒子产生的辐射损伤程度和元素丰度，陨石硅酸盐矿物中记载下来的核径迹主要是VH核（18≤Z≤30），和少量VVH核的径迹，VH核径迹有以下几个特点：
①由于硅酸盐矿物灵敏性较低，只有在靠近VH核的射程末端才形成径迹。蚀刻出来的径迹长度一般约为10～20微米。②由于核相互作用导致能量损失的速度较快，以及VH核在空间的能谱形状，VH核的径迹密度随深度而迅速减少。低能粒子径迹在微米级范围可以看到明显的变化；高能粒子则在厘米级范围内可以看出。③由于VH核径迹的深度效应，径迹分布呈现出异向性，即陨石破碎以后，径迹的分布在靠近原始表面的方向密度愈来愈大。④伴随着VH径迹，偶尔也会出现一些更长的径迹，这是Z>30的超重核形成的。对于一个球形的陨石母体，径迹的产率可用下式表达：
式中，n为蚀刻效率，dNz/dE是能量在E0和E0+dE范围内电荷数为Z的宇宙线重核粒子数，E0相应于射程为R0时的能量，
为能量随射程的变化率，Δ R 0(Z)为蚀刻径迹的平均长度， ϕ是对于非弹性 核碰撞每单位路程长度的几率， S为对于 核相互作用的校正因子。
