Kosmiline kiirgus

Kosmiline kiirgus avastati kui püüeldi taustakiirguse vähendamise poole. Eeldati, et foon on täielikult põhjustatud pinnases ja õhus leiduvatest radionukliididest, seega peaks maapinnast eemaldudes kiirgusfoon vähenema. Briti füüsik Charles Wilson uuris 19. sajandi lõpus kiirgust atmosfääris ning kasutas selleks kuldlehtedega kaetud elektroskoopi.  Aastate jooksul viis ta läbi mitmeid mõõtmisi mere kohal kasutades õhupalle mõõtevahendite üles viimiseks. Ta eeldas, et maapinnast kaugemal kiirgustase väheneb. Samas näitasid tulemused vastupidist – tulemused näitasid, et maapinnast kõrgemale liikudes kiirgushulk hoopis kasvab. Tulemuste alusel jõudis ta aastal 1900 järeldusele, et atmosfääri jõudev kiirgus peab pärinema Universiumist. 

Kosmilised kiired on segu paljudest erinevat tüüpi kiirgustest, peamiselt moodustab kosmilise kiirguse teadmata kosmilise päritoluga ja väga kõrge energiaga prootonid. Maapinnal koosneb kosmiline kiirgus eelkõige müüonidest, neutronitest, elektronidest, positronidest ja footonitest. Valdava osa doosist tekitavad müüonid ja elektronid.  Osakeste voog on suhteliselt stabiilne, kuid siiski on teada, et mõned madalama energiaga prootonid saabuvad päikeselt ja eralduvad pursetena päikese loidete käigus. Kosmilise kiirguse moodustavad osakesed, mis liiguvad pea sama kiirgusega kui valgus ning osakesed jaotatakse põhinevalt nende päritolule kas galaktilisteks või Päikeselt pärinevateks.

Galaktilise päritoluga kosmiline kiirgus on pidev ning koosneb erineva energiaga osaketest, mis tekivad erinevate supernoovade (ehk siis oma „eluea“ lõppu jõudnud suurte tähtede) plahvatuste tulemusel. Osakese on erinevate elementide tuumad, peamiselt vesiniku ja heeliumi tuumad. Samas võib galaktilise päritolu kosmilise kiirguse osakestena leida ka raskemaid tuumi, näiteks raua ja nikkeli tuumasid.

Kosmilise kiirguse pideva osa jaotus:

• Vesiniku tuumad – 85%
• Heeliumi tuumad – 12.5%
• Rasked tuumad – 1%
• Elektronid – 1.5%

Galaktilise päritoluga kosmiline kiirgus on isotroopne, mis tähendab, et tema omadused ei sõltu suunast ning näiteks on kiirgus intensiivsus sõltmuatu sellest, millisest suunast teda mõõdetakse.

Kui galaktilise päritoluga kosmiline kiirgus on pidev, siis päikese päritoluga kosmiline kiirgus on muutuv. Vastavalt päikese 11-aastasele tsüklile lisanduvad galaktilise päritoluga kosmilise kiirguse osakestele ka päikese päritoluga kosmilise kiirguse osakesed. Tavaliselt on tegemist madala energiaga osakestega, eriti võrreldes galaktikast pärinevate kosmilise kiirguse osakestega, ja seega jõuab päikeselt maa atmosfääri kosmilise kiirguse osakesi harva. Peamiselt jõuavad nad maa atmosfääri siis kui nad pärinevad Päikesel toimunud pursetest. Vahel toimuvad Päikesel paari tunni pikkused pursked, mille käigus vabanevad osakesed on suurema energiaga kui tavaliselt. Tänu suuremale energiale on nad ka võimelised paremini atmosfääri läbima ja seega jõuab neid enam maapinnale. Sellised pursked on piisavalt võimsad, et mõõtevahenditega nii maapinnal kui ka erinevate õhusõidukitel oleks võimalik seda tuvastada. Sellised pursked on seotud eelkõige Päikese aktiivsuse maksimumidega, mis aga ei tähenda, et purest ei või toimuda mõnel muul ajahetkel.

Galaktilise päritoluga	Päikselise päritoluga
Pidev	Muutuv
Suure energiaga osakesed	Keskmise energiaga osakesed
Isotroopne	Mitte isotroopne

 

Enne maapinnale või lennukite lennukõrgustele jõudmist peab kosmiline kiirgus läbima Maad kaitsvad kihid: Maa magnetvälja ja atmosfääri. Viimased kihid moodustavad topeltkaitse, mis võimaldas Maal elu kujunemist. Maapinnale jõudnud osakesed moodustavad seega väga väikese osa nendest, mis algselt Universiumist maa atmosfäärini jõudsid. Maapinnast kõrgemale liikudes kosmilise kiirguse osakeste hulk kasvab.  Atmosfääri tungides algatavad kosmilised kiired keerulisi reaktsioone ja neelduvad järk-järgult, nii et doosikiirus kahaneb kõrguse vähenedes. Maa atmosfääri jõudes asuvad kosmilise kiirguse osakesed vastastikmõjju atmosfääri osakestega ning selle tulemusena tekivad uued osakesed. Tegemist on sekundaarse kosmilise kiirgusega, mille moodustavad laetud osakesed ja neutronid. Kui nende energiad on piisavalt suured, siis jõuavad need osakesed maapinnale. Ilma geomagneetilise kaitseta jõuaks maapinnani pidev laetud osakeste voog. Geomagneetiliselt aktiivsematel perioodidel võime näha kauneid virmalisi, mille põhjustavad päikeselt pärinevad kosmilise kiirguse osakesed.

Kuna magnetväli on võimeline mõjutama elektriliselt laetud osakesi, siis mõjutab Maa magnetväli ka kosmilise kiirguse osakesi. Maa magnetväli on võimeline mõjutama osakeste liikumise suunda sarnaselt näiteks kompassinõela suuna muutmisega. Maa magnetväljas saavad jõujooned alguse lõunapooluselt ning lõpevad põhjapoolusel. Kui kosmiliste osakeste energiad on teatud piirmäärast suuremad, siis suudavad need osakesed ületada magnetosfääri ning jõuda atmosfääri ülemistesse kihtidesse. Samas kui energia ei ole piisav, jäävad need osakesed magnetvälja jõujoontesse. See on põhjus, miks poolustel on kosmilise kiirguse intensiivsus suurem kui ekvaatori lähistel. Ehk siis kosmilist kiirgust mõjutab vähemal määral ka laiuskraad. Näiteks inimesed, kes elavad poolustele lähemal saavad suuremaid kosmilise kiirguse poolt põhjustatavaid doose kui ekvaatori lähedal elavad inimesed. Prootonid on laetud osakesed, seetõttu mõjutab neid atmosfääri sisenedes Maa magnetväli, pooluste piirkonda satub neid rohkem kui ekvaatori alale, nii et doosikiirus suureneb laiuskraadi suurenedes

Kosmilist kiirgust mõjutab päikesetuul, milleks on päikesest lähtuv laetud osakeste voogu. Päikesetuule magnetilised omadused on ajas muutuvad, sõltudes päikese aktiivsusest. Tugevate Päikesetuulte korral jõuab maapinnale vähem kosmilist kiirgust. Kuna on teada Päikese aktiivsuse tsükkel, milleks on 11 aastat, siis on võimalik hinnata ka galaktilise kosmilise kiirguse intensiivust.

Kosmiline kiirgus moodustab umbes 11% keskmisest aastasest elaniku efektiivdoosist, mis on umbes 0,3 mSv. Doos varieerub sõltuvalt kõrgusest ja laiuskraadist. Kosmilise kiiruse poolt põhjustatav doos suureneb kõrgusega maapinnast, sest kõrgemal on meid kaitsva amtosfääri paksus väiksem. Põhinedes rahvusvahelistele hinnangutele, siis iga tuhande meetri kohta suureneb kosmilise kiirguse poolt põhjustatav aastane doos umbes 0,03 mSv. Enamik inimesi elab suhteliselt merepinnale lähedastel kõrgustel, kuid leidub ka suurtel kõrgustel rahvarohkeid asustusi (näiteks Quito ja La Paz Andides, Denver Kaljumägedes, Lhasa Himaalaja mägedes), kus elanikud võivad saada aastadoose, mis on mitu korda kõrgemad merepinna tasemel elavate inimeste aastadoosidest. La Pazi aastaväärtus näiteks on maailma keskmisest viis korda suurem.

Kosmiline kiirgus on lennukõrgustel palju intensiivsem kui maapinnal. Mandritevahelistes lennukoridorides võivad doosid olla isegi kuni 100 korda kõrgemad kui maapinnal. Näiteks Euroopa ja Põhja-Ameerika vahelisel õhulennul saavad nii reisijad kui ka meeskonnaliikmed hinnanguliselt doosi suurusega 0,1 mSv. Tavalised lennureisid põhjustavad täiendava keskmise aastadoosi 0,01 mSv (tihti lendavate üksikreisijate doosid on sellest keskmisest palju kõrgemad), kuid see ei mõjuta maailma keskmist aastadoosi, mis on 0,4 mSv.

Eestis on kosmilise kiirguse doosikiiruseks hinnatud ~0.034 mikroSv/h. Globaalselt on kosmilisest kiirgusest põhjustatav kollektiivdoos on 2 x 106 inimSv. Umbes poole sellest saab 2/3 elanikkonnast, kes elab allpool 0,5 km. Seevastu ~2% elanikkonnast, kes elab kõrgemal kui 3 km saab ~10% kollektiivdoosist. Võrreldes muude doositekitajatega on kosmilisest kiirgusest põhjustatud doosikomponent imeväike, kuid seda tuleb arvestada lennunduses töötavate inimeste puhul.