AIRES を用いたシミュレーション：地上20kmの大気に1TeVのプロトン照射によって生成する空気シャワー空気シャワー （くうきシャワー）は物理現象の一つ。1934年にB.Rossiによって発見され、1937年、P.AugerはRossiの報告を知らずに同じ現象を発見した。Augerは高エネルギーの一次宇宙線粒子が大気圏の高い位置で空気核と相互作用し、二次、三次相互作用のカスケードが始まり、最終的に電子や光子のシャワーが地上に到達することを観測から明らかにした。Rossiは、検出器を互いに離して宇宙線を観測することで、多くの粒子が同時に検出器に到達することを発見した。
高エネルギーの宇宙線 が大気に入射した際、大気中の原子核 と相互作用し、高エネルギーの2次粒子が発生する。生じた2次粒子もエネルギーが高いため、さらに粒子を生成する。このような反応が連鎖的に生じ、大気中で大量の2次粒子が発生する現象を空気シャワー と呼ぶ。大気を進むにつれて空気シャワーは発達し、シャワー中の粒子数が増加するが、それに伴って、1粒子当たりのエネルギーは低くなっていく。やがて、エネルギーの低くなった粒子は新たに粒子を生成出来なくなり、空気シャワーは減衰する。
生成された粒子のうち、寿命の短いものは崩壊し、残ったガンマ線 、電子 、ミュー粒子 、核子 などの粒子が地表に複数同時に到来する。
空気シャワー中では、原子核 の相互作用で生じた中性パイ粒子 の崩壊などによってガンマ線 が生じる。このガンマ線 から、対生成 によって1組の電子 ・陽電子 が生じ、これらの電子対が大気中の原子核によって何度か制動放射 を起こすことで、複数のガンマ線 を放出する。この過程を繰り返すことで粒子数が増加する。このような現象を電磁カスケード と呼ぶ。ガンマ線 と電子 は、空気シャワーの主要な成分であるため、電磁カスケード は空気シャワーを特徴づける主要な現象である。
宇宙線 の到来頻度はエネルギーが高くなるにつれて極端に小さくなり、観測には大きな検出面積や長時間の観測が必要になる。このため、1015 eV 以上の高エネルギー宇宙線を人工衛星 や気球 などを用いて直接観測することは難しくなる。このような場合でも、地表で空気シャワー観測を行うことで、間接的に高エネルギーの宇宙線 を観測することが出来る。
空気シャワーの観測方法としては、次のようなものがある。1つは、地表に到達した粒子を観測するものである。この場合、地表に複数の検出器を配置して、そこを通過した粒子を記録する。一方、空気シャワー中の荷電粒子が、大気中を通過した際に生じるチェレンコフ光 やシンチレーション光 といった微小な光を観測する方法もある。これは、月の無い、暗い夜にしか観測を行えない。
また、空気シャワーから生じる電波 を観測する方法も考えられる。これは以前から注目され、実際に電波 の検出には成功しているが、実用的な空気シャワーの観測手段としては確立されなかった。しかし、近年、この方法が再度試みられており、一部で関心が持たれている。
2023年には、国立天文台 のチームが空気シャワーを非常に高い位置分解能で可視化した[ 1]
