PROMIENIOWANIE KOSMICZNE

        Fizyka promieniowania kosmicznego narodziła się na początku XX wieku. Pierwszymi badaczami tego zjawiska byli Victor Hess oraz Robert Andrews Millikan. Ostatecznie promieniowanie kosmiczne zostało okryte w 1910 roku przez francuskiego fizyka  Teodora Wulfa. Najwięcej odkryć w tej dziedzinie dokonano w latach 1925-1965, kiedy to odkryto wiele cząstek elementarnych takich jak: pozyton, hiperony, mezony i K, mion, itd. Wówczas promieniowanie kosmiczne stanowiło praktycznie jedyne źródło wysokoenergetycznych cząstek. Cząstki wchodzące w skład tego promieniowania mogą posiadać znacznie wyższe energie niż cząstki przyśpieszane w akceleratorach, dlatego też promieniowanie kosmiczne jest nadal wykorzystywane w eksperymentach fizyki wysokich energii. Dzięki promieniowaniu kosmicznemu możliwe jest badanie zjawisk przy energiach, jakich nie dałoby się osiągnąć w laboratoriach zbudowanych przez człowieka. Badając promieniowanie kosmiczne można się wiele dowiedzieć o budowie wszechświata, jego powstaniu, jak również o budowie i składzie cząstek elementarnych. Jednakże cząstki promieniowania kosmicznego nadlatują nieregularnie, z różnych kierunków i z różnymi energiami, co jest największym utrudnieniem w stosowaniu takich metod badawczych.  Dlatego też buduje się coraz większe akceleratory o coraz większej mocy, dzięki którym będzie można dokładniej badać zdarzenia zachodzące z bardzo małymi prawdopodobieństwami.   (4), (5)

Promieniowanie kosmiczne dociera do Ziemi z przestrzeni międzygwiezdnych. Jego głównymi źródłami są: centrum Galaktyki, otoczki gwiazd supernowych (np. mgławice planetarne) oraz obiekty pozagalaktyczne i Słońce. Składa się ono z przenikliwych cząstek o energiach od do około eV. Są to głównie: protony, cząstki alfa, jądra cięższych pierwiastków, jak również elektrony, neutrony oraz kwanty gamma. Średnia energia cząstek pierwotnego promieniowania kosmicznego jest rzędu 10 GeV, a ich łączny strumień wynosi około (sr - steradian jest jednostką kąta bryłowego). Zmiana strumienia cząstek z kątem obserwacji jest proporcjonalna do (gdzie jest kątem między kierunkiem obserwacji a kierunkiem horyzontalnym), gdyż cząstki nadlatujące do danego miejsca z różnych kierunków przenikają grubsze warstwy atmosfery niż cząstki nadlatujące z kierunku pionowego. Pomimo, iż protony stanowią około 90% promieniowania pierwotnego, to do powierzchni Ziemi dociera ich zaledwie 0,04%. W wyniku oddziaływania tych cząstek z jądrami atomów znajdujących się w powietrzu atmosferycznym powstaje wiele nowych cząstek. Cząstki te nazywane są wtórnym promieniowaniem kosmicznym. Jedna cząstka promieniowania pierwotnego może spowodować powstanie setek, a nawet tysięcy cząstek promieniowania wtórnego. W promieniowaniu wtórnym obserwuje się w zasadzie wszystkie rodzaje cząstek elementarnych (protony, neutrony, miony, elektrony, neutrina oraz wiele innych). Kolejne oddziaływania wysokoenergetycznych cząstek i cząstek wtórnych tworzą w zależności od rodzaju padających cząstek tak zwane kaskady hadronowe i kaskady elektromagnetyczne. Ponadto w reakcjach jądrowych ze składnikami atmosfery powstaje wiele izotopów różnych pierwiastków chemicznych takich jak np.: , , , , , , , , . Wytworzone przez promieniowanie kosmiczne izotopy promieniotwórcze stanowią składniki różnych form materii na Ziemi, w tym również organizmów żywych. Tworzą one przyczynek do tak zwanego opadu promieniotwórczego opadającego systematycznie na powierzchnię Ziemi.   (2), (4), (6), (7)

Głównym czynnikiem, od którego zależy natężenie i skład promieniowania kosmicznego jest wysokość nad poziomem morza (rys. 2.1.1).

Dawka promieniowania rośnie wraz z wysokością nad poziomem morza. Ludność żyjąca na wysokości 1000 metrów otrzymuje dawkę promieniowania kosmicznego 2 razy wyższą, a na wysokości 2000 metrów 3 razy wyższą niż mieszkańcy terenów nadmorskich. Załogi i pasażerowie samolotów również są narażeni na zwiększone dawki promieniowania np.: przelot samolotem pasażerskim na trasie Paryż - Nowy Jork (czas podróży 7godzin i 30 minut, wysokość 11 km) powoduje dodatkową dawkę 0,016 mSv, a samolotem naddźwiękowym (czas podróży 2 godziny i 30 minut, wysokość 19 km) dawkę 0,012 mSv.   (7), (8), (9)

W pobliżu powierzchni Ziemi dociera głównie składowa mionowa, zwana też składową twardą (71%), miękka składowa promieniowania docierająca do powierzchni Ziemi to elektrony (28%), pozostałą część stanowią nukleony (rys. 2.1.2).

Stosunek natężeń obu składowych zależy od wysokości nad poziomem morza, im wyżej tym bardziej rośnie udział składowej miękkiej. Natężenie promieniowania kosmicznego zależy także od aktywności słonecznej, gdyż znaczna jego część powstaje w Słońcu w drodze przemian jądrowych, jak również od szerokości geograficznej, ponieważ istotny wpływ na promieniowanie kosmiczne ma pole magnetyczne Ziemi (tor naładowanej cząstki poruszającej się w polu magnetycznym ulega zakrzywieniu, dlatego też promieniowanie dociera łatwiej do powierzchni Ziemi w obszarach około biegunowych niż w okolicach równika).   (7)

Pomimo, iż atmosfera ziemska stanowi warstwę ochronną dla organizmów żywych na Ziemi, to i tak w każdej sekundzie przez ciało ludzkie przelatuje kilkadziesiąt naładowanych cząstek promieniowania kosmicznego (powodując wiele milionów jonizacji), aczkolwiek jest to naturalne promieniowanie w naszym środowisku. Przeciętna roczna dawka skuteczna przypadająca na jednego mieszkańca Ziemi wynosi 0,35 mSv, z czego 0,3 mSv pochodzi od składowej jonizującej, a 0,05 mSv od składowej neutronowej promieniowania kosmicznego.   (7)