Promieniowanie kosmiczne

Promieniowanie kosmiczne odkryte zostało już w 1912 roku. Dziś wiadomo, że jest wiele jego źródeł – część pochodzi ze Słońca, część z wybuchów gwiazd supernowych czy np. z procesów zachodzących, być może, wokół czarnych dziur, kwazarów i gwiazd neutronowych, w wyniku których obserwujemy promieniowanie rentgenowskie czy gamma. Promieniowanie kosmiczne jest bardzo przenikliwe: zostało zaobserwowane nawet na głębokości 4000 metrów poniżej poziomu morza. W pierwotnym promieniowaniu kosmicznym napotykamy cząstki posiadające energie aż do 10²⁰ eV,  czyli prawie 100 milionów razy więcej niż można wytworzyć w ziemskich akceleratorach – w Ośrodku Jądrowym CERN zostanie osiągnięta energia ~7 TeV, czyli 7 ⋅ 10¹² eV.

Promieniowanie docierające z Wszechświata do atmosfery ziemskiej składa się z fotonów najróżniejszych energii oraz cząstek: protonów (87%), jąder helu (11%), elektronów (~1%); z niewielkim udziałem (~1%) cięższych jąder – od helu do uranu. W górnych warstwach atmosfery promieniowanie to zderza się z jej składnikami, w wyniku czego powstają nowe rodzaje promieniowania jonizującego, czyli promieniowanie kosmiczne „wtórne”: neutrony, elektrony, miony, piony oraz oczywiście fotony.

Na początku minionego wieku intensywnie badano niespodziewane zjawisko przewodności powietrza. Wkrótce stało się jasnym, że odkryta niewiele wcześniej przez Henri Becquerela promieniotwórczość uranu oraz innych skał musiała być jedną z przyczyn. „Wówczas efekt ten musi być mniejszy na czubku wieży Eiffla” – myślał Theodor Wulf. Wspiął się tam w 1910 roku ze swoim urządzeniem pomiarowym, jednak nie odnotował żadnego osłabienia efektu. Jego śmiała teza brzmiała: istnieje pozaziemskie promieniowanie.

Chciał to poznać dokładniej Austriak Viktor Hess. Za pomocą wielu wznoszących się balonów zbadał on promieniowanie jonizujące na różnych wysokościach. Lot miał miejsce 17 kwietnia 1912 podczas zaćmienia Słońca. Jednakże, nie odnotowano żadnego osłabienia intensywności promieniowania. Wniosek: Słońce mogło więc wcale nie być przyczyną. Lot balonów 7 sierpnia 1912 na wysokość 5000 metrów dał w końcu dowód na promieniowanie z Kosmosu.

Co prawda, Słońce również uczestniczyło w promieniowaniu kosmicznym. Jednak myli się ten, kto myśli o promieniowaniu słonecznym tylko jako o widzialnym, albo ultrafioletowym świetle.

Energia Słońca emitowana jest w przestrzeń przede wszystkim w postaci optycznego promieniowania elektromagnetycznego – z tego 47% to światło widzialne. Część energii opuszcza Słońce w formie promieniowania gamma oraz potężnych strumieni cząstek (protonów i elektronów) – tzw. „wiatru słonecznego”, które docierają do nas z wybuchów fotosfery Słońca.

Co 11 lat wybuchy te są wyjątkowo silne. Chodzi tu o potężne ilości protonów, jednakże o względnie niewielkiej energii. Ich niewielka część trafia również na Ziemię, a dokładniej w obszar magnetosfery Ziemi. To właśnie magnetosfera trzyma te protony z dala od powierzchni Ziemi.

Czy słyszałeś już coś o zorzach polarnych, bądź sam zaobserwowałeś jakąś, będąc na wakacjach w Skandynawii?

Tajemnicze, migoczące światło w atmosferze, przy którym spora część nieba lekko żarzy się we wszystkich możliwych kolorach.

Światło to jest na Ziemi widocznym dowodem na to, że część promieniowania kosmicznego pochodzi ze Słońca: zorza polarna jest wywołana przez protony wiatru słonecznego, które wpadają do atmosfery i pobudzają jej składniki do świecenia. Kiedy atomy gazu powracają do stanu podstawowego, wysyłają widzialne światło – azot barwy niebiesko-fioletowej, tlen zielonej i czerwonej.

Dlaczego więc światło to jest najlepiej widzialne w północnych i południowych szerokościach, a prawie nigdy na przykład w południowej Polsce? Odpowiedź jest prosta – naładowane cząsteczki wiatru słonecznego są kierowane przez pole magnetyczne Ziemi, tak zwaną magnetosferę, w kierunku biegunów ziemskiego pola magnetycznego. Magnetosfera Ziemi poniekąd jej skafandrem kosmicznym – chroni ją bardzo dobrze przez strumieniem cząstek ze Słońca. Śnieg i niska temperatura na biegunach nie odgrywają żadnej roli.

Promieniowanie kosmiczne „wtórne”

Część cząstek z docierającego do nas z Kosmosu pierwotnego promieniowania kosmicznego niesie energię wystarczająco dużą do zainicjowania w stratosferze wielu reakcji jądrowych, w których tworzone są liczne izotopy promieniotwórcze – jak izotop wodoru tryt (H-3) czy izotop węgla (C-14) oraz elektrony, miony, mezony, neutrony i kwanty gamma. Skutkiem zachodzenia wielu kolejnych zderzeń i reakcji jądrowych, skład promieniowania docierającego do powierzchni Ziemi („wtórnego” promieniowania kosmicznego) jest już inny: w ok. 20% to elektrony, ok. 80% to miony (cząstki elementarne z grupy leptonów, rozpadające się na elektrony i neutrina, ok. 200 razy cięższe od elektronów). Podróż przez atmosferę „wyeliminowała” wysokoenergetyczne fotony gamma oraz neutrony: na wysokości 15 km stanowią one jeszcze połowę dawki promieniowania, przy ziemi ich udział jest już znikomy.

Im wyżej nad poziomem morza znajdujemy się, tym większa jest nasza dawka od promieniowania kosmicznego. Na wysokości 1000 metrów wynosi około 0,4 milisiwertów (mSv)/a (zapis /a oznacza „w ciągu roku” – od łacińskiej nazwy roku „annus”), na wysokości 3000 metrów około 1,1 mSv/a. Moglibyśmy w takim razie szybko obliczyć: jak dużą dawkę otrzymujemy w wyniku promieniowania kosmicznego podczas weekendu na nartach (50 godzin), jeśli schronisko znajduje się na wysokości 3000 metrów? (Ponadto, inne źródła promieniowania również odgrywają pewną rolę podczas jazdy na nartach, co zostanie pokazane później). Odpowiedź – 0,0063 milisiwerty, ponieważ 1,1 mSv/a odpowiada około 0,000126 mSv/h. W ciągu 50 godzin wynosi to około 0,0063 milisiwerty lub 6,3 mikrosiwerty.

W samolotach, które latają przeważnie na wysokości przelotowej pomiędzy 7 a 12 kilometrami, od trasy lotu zależy, jak dużą dawkę promieniowania się otrzyma: jeśli leci się w okolicy równika magnetycznego Ziemi, promieniowanie jest wyraźnie mniejsze niż w okolicy bieguna magnetycznego. Poniższa tabela podaje kilka przykładów dawki, otrzymanej podczas przelotu samolotem (lot w jedną stronę).