CO WPŁYWA NA INTENSYWNOŚĆ PROMIENIOWANIA?
Moc promieniowania kosmicznego nie jest stała. zmienia się zarówno w czasie, jak i ze zmianą położenia w atmosferze Ziemi. O zmienności tej decydują trzy główne czynniki:
WYSOKOŚĆ
Wpływ wysokości ponad Ziemią na intensywność promieniowania wiąże się z ochronnym działaniem warstwy powietrza. Ze wzrostem wysokości maleje gęstość powietrza atmosferycznego. A zatem im wyżej znajdujemy się nad powierzchnią Ziemi, tym mniejszą masę powietrza mamy ponad głową. Promieniowanie przechodząc przez powietrze ulega osłabieniu, a zatem gdy warstwa powietrza, którą promieniowanie pokonuje jest cieńsza, obserwowana moc dawki jest wyższa. Na rysunku przedstawiona została zależność mocy dawki promieniowania obliczona dla współrzędnych geograficznych lotniska Okęcie oraz aktywności słonecznej z kwietnia 2002 roku.
Moc promieniowania rośnie bardzo silnie pomiędzy 10 a 16 kilometrem. Warto zwrócić uwagę, że odpowiada to różnicy wysokości lotów samolotów pod- i naddźwiękowych. Dla wyższych wysokości wzrost jest już wolniejszy, a maksimum mocy dawki osiągane jest dla ok. 25 km. Wykres powyższy ilustruje również wkład do dawki różnych składowych promieniowania kosmicznego. Proporcje pomiędzy dawką wnoszoną przez poszczególne cząstki nie są stałe i zależą od wysokości (także od szerokości geograficznej). Udział dawki od różnych składowych promieniowania, dla lotu na trasie Kraków-Chicago na stałej wysokości 10.6 km przedstawiony jest również na poniższym rysunku:
Prawie połowa dawki wnoszonej jest przez neutrony o wysokich energiach: od kilkudziesięciu do kilkuset megaelektronowoltów.
SZEROKOŚĆ GEOMAGNETYCZNA
Wpływ szerokości geograficznej (ściślej: geomagnetycznej) spowodowany jest ochronnym działaniem ziemskiego pola magnetycznego. Tory cząstek naładowanych o niewystarczającej energii są zakrzywiane w polu magnetycznym i nie są w stanie dotrzeć do atmosfery Ziemi. Ponieważ dla wysokich szerokości geograficznych pole to jest znacznie słabsze niż w okolicach równika, w pobliżu biegunów występuje znacznie silniejsze promieniowanie kosmiczne. Co istotne, wpływ ten jest różny dla poszczególnych składowych promieniowania. Wpływ szerokości geograficznej na moc dawki promieniowania oraz na wkład do dawki poszczególnych składowych jest zilustrowany na rysunku:
Wykres uwzględnia aktywność słoneczną typową dla roku 2001 (maksimum słoneczne). Pod pojęciem składowej jonizującej rozumie się pozostałą, poza neutronami, część promieniowania kosmicznego.
AKTYWNOŚĆ SŁONECZNA
Słońce zmienia swą aktywność w cyklu o średniej długości 11 lat (z wahaniami od 9 do 14 lat). Najbardziej znanym wskaźnikiem zmian aktywności słonecznej jest liczba plam na powierzchni Słońca, której regularne pomiary prowadzone są od połowy XVIII w. W okresach wysokiej aktywności, ze Słońca emitowana jest również większa liczba cząstek, które jednak, jak już zostało powiedziane, posiadają zbyt słabą energię by dotrzeć w głąb atmosfery Ziemi. Okazuje się jednak, że Słońce w bardzo znaczący, choć pośredni sposób wpływa na poziom promieniowania w atmosferze. Co ciekawe, wpływ ten jest niejako paradoksalny - im większa jest aktywność słoneczna, tym słabsze promieniowanie kosmiczne w atmosferze! Przyczyna tego zjawiska leży we wpływie tzw. wiatru słonecznego, czyli niskoenergetycznych cząstek emitowanych w sposób ciągły ze Słońca. Unoszą one ze sobą pole magnetyczne, które osłabia intensywność galaktycznej składowej promieniowania kosmicznego. W czasie wysokiej aktywności Słońca, intensywność wiatru słonecznego jest również wyższa, a więc efekt będzie silniejszy. Efekt ten jest zilustrowany na poniższym rysunku:
Zmiany liczby plam na Słońcu oraz natężenia składowej neutronowej promieniowania kosmicznego na powierzchni Ziemi (dane z monitora neutronów Climax w Colorado, USA) w ciągu ostatnich pięćdziesięciu lat. Wykres ilustruje odwrotną proporcjonalność aktywności słonecznej i natężenia promieniowania kosmicznego.
Odmiennym efektem związanym z aktywnością Słońca, są wybuchy na Słońcu. Mniejsze lub większe wybuchy następują często, lecz jedynie sporadycznie (1 do 10 razy w ciągu roku) towarzyszy im wyrzut cząstek (głównie protonów) o takiej energii i w takim kierunku, iż docierają one w pobliże Ziemi. Energia cząstek może przewyższać 109 eV, co pozwala już na przeniknięcie ziemskiego pola magnetycznego. Największy wzrost dawki promieniowania spowodował wybuch z lutego 1956 roku. Strumień protonów był wówczas umiarkowanie intensywny (odnotowano już wybuchy dziesięciokrotnie intensywniejsze), ale o niezwykle wysokiej energii. Ocenia się, że moc dawki na wysokości 20 km sięgnęła wówczas 30 mSv/h, a na wysokości 12 km 10 mSv/h. W porównaniu z normalnym poziomem promieniowania są to wartości ponad tysiąckrotnie wyższe. Gdyby podobne wybuchy zdarzały się częściej, stanowiłoby to rzeczywiście poważny problem. Wydaje się jednak, że było to zjawisko zupełnie wyjątkowe, gdyż nigdy więcej nie odnotowano już zbliżonych poziomów promieniowania. Z tego powodu udział promieniowania pochodzącego z wybuchów słonecznych w całkowitej dawce można przyjąć za pomijalnie mały.