# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Ausblick

Hinweis: Alle Daten stammen vom Bundesamt für Strahlenschutz BFS.

Bild von Quarks & Co.

Die Höhen- oder kosmische Strahlung dringt nicht überall gleich stark in die Erdatmosphäre ein, da das Magnetfeld der Erde die elektrisch geladenen Teilchen teilweise von der Erde ablenkt.

Die Abschirmung durch das Erdmagnetfeld wirkt am stärksten am Äquator. Über den geomagnetischen Polen, die sich etwa 1600 km abseits der geografischen Pole unserer Erde befinden, ist die Schutzwirkung dagegen am schwächsten. In Folge dessen ist die Höhenstrahlung in den nördlichen und südlichen Regionen der Erde deutlich stärker als am Äquator.

Die Höhenstrahlung wird zudem noch vom Sonnenwind beeinflusst, der immer dann besonders intensiv ist, wenn eine Sonnenfleckenaktivität zu beobachten ist. Bei starkem Sonnenwind sinkt die Intensität der Höhenstrahlung, die Teilchen der kosmischen Strahlung werden - salopp ausgedrückt - vom Sonnenwind "weggeblasen".

Die mittlere jährliche natürliche Strahlenbelastung auf Grund der kosmischen Strahlung (Weltraum, Sonne) beträgt in Meereshöhe 0,3 mSv. In einer Höhe von 10.000 m beträgt die mittlere Strahlenbelastung aufgrund der kosmischen Strahlung pro Jahr ca. 44 mSv, das sind 0,005 mSv pro Stunde (= 5 μSv/h). In einer Höhe von 12.000 m steigt sie auf etwa 52 mSv pro Jahr, also 0,006 mSv pro Stunde (= 6 μSv/h).
Strahlenbelastung durch Flüge

Die nebenstehende Abbildung zeigt den Verlauf der Dosisleistung bei einem Flug von Paris nach Rio de Janeiro: Man kann gut erkennen, dass die kosmische Strahlenbelastung nicht nur von der Flughöhe, sondern auch vom beflogenen Breitengrad abhängt. So ist die Strahlenbelastung am Äquator am geringsten und steigt mit zunehmender geografischer Breite, etwa bis zum 60. Breitengrad, an, um dann in etwa konstant zu bleiben. Die Strahlenbelastung ist dabei am Äquator etwa 2-3 mal geringer als ab dem 60. Breitengrad.

Seit 2003 sind die Fluggesellschaften verpflichtet die Dosiswerte für ihr Personal zu ermitteln und den Personaleinsatz so zu planen, dass die Dosisgrenzwerte eingehalten werden.

# data[].attributes.attachment_link.description
Ausblick Hinweis: Alle Daten stammen vom Bundesamt für Strahlenschutz BFS. Die Höhen- oder kosmische Strahlung dringt nicht überall gleich stark in die Erdatmosphäre ein, da das Magnetfeld der Erde die elektrisch geladenen Teilchen teilweise von der Erde ablenkt. Die Abschirmung durch das Erdmagnetfeld wirkt am stärksten am Äquator.

# data[].attributes.attachment_link.title
Kosmische Strahlung | Einfach Erklärt (2019)

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
In diesem Artikel erfährst du, wie groß die jährliche Strahlenbelastung eines Menschen in der BRD zur Zeit ist und worauf man sie zurückführen kann. Die Zahlenangaben stellen Durchschnittswerte dar, die bei Einzelpersonen u. U. deutlich verschieden ausfallen können. Wenn du dich über die physikalischen Größen informieren willst, in denen die Strahlenbelastung angegeben wird, so gehe zu der folgenden Seite.

Die Angaben verschiedener Institute differieren leicht, die grobe Richtung ist aber bei allen gleich. Die folgenden Daten stammen aus dem bayr. Umweltministerium und dem Bundesamt für Strahlenschutz. Sie lauten: Die durchschnittliche effektive Strahlenbelastung einer Person beträgt in der BRD zur Zeit ungefähr \(4,3\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\). Diese Strahlenbelastung setzt sich aus ca. 56% natürlicher und ca. 44% künstlicher Strahlenbelastung zusammen. Die nebenstehende Graphik zeigt die Aufteilung in die wichtigsten Bereiche.

Natürliche Strahlenbelastung (ca. \(2,4\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\))

Belastung bei Inkorporation durch die Nahrungsaufnahme (ca. \(0,3\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\)):
In allen Nahrungsmitteln kommen Substanzen mit radioaktiven Elementen vor. Dabei handelt es sich vorwiegend um das langlebige Kaliumisotop K-40 und die langlebigen Nuklide der Uran-Radium- und Thorium-Zerfallsreihe.
Inhalation von Radon (ca. \(1,3\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\)):
Die Inhalation des radioaktiven Edelgases Rn-222 (aus der Zerfallsreihe des U-238) und in geringerem Maße des Rn-220 (aus der Zerfallsreihe des Th-232) macht über die Hälfte der natürlichen radioaktiven Belastung des Menschen in der BRD aus. Radon gelangt aus dem Erdboden, Gesteinen und Baumaterialien in die Luft und wird von uns eingeatmet. Im Freien ist die Aktivität etwa \(15\frac{{{\rm{Bq}}}}{{{{\rm{m}}^{\rm{3}}}}}\) in geschlossenen Räumen \(50\frac{{{\rm{Bq}}}}{{{{\rm{m}}^{\rm{3}}}}}\). Darüber hinaus lagern sich Zerfallsprodukte des Rn an den Aerosolen der Luft an und werden ebenfalls von uns eingeatmet. Die Körperstrahlung im "Normalmenschen" (70kg; 20-30 Jahre) setzt sich aus folgenden Anteilen zusammen:

Terrestrische Strahlung (ca. \(0,5\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\)): Die terrestrische Strahlung stammt von den natürlichen Radionukliden, die in unterschiedlichen Spurenkonzentrationen seit der Erdentstehung im Boden und Gesteinen vorhanden sind. Die Ortsdosisleistung der terrestrischen Strahlung wird im freien Gelände vom Radionuklidgehalt der Böden und Untergründe bestimmt. Sie weist deshalb große regionale Unterschiede auf. Genaueres erfährst du im Artikel Strahlenbelastung durch terrestrische Strahlung.

Kosmische Strahlung (ca. \(0,3\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\)): Die Erde wird ständig von einem Strom hochenergetischer atomarer Teilchen (hauptsächlich Protonen) aus dem Weltraum getroffen. Die Teilchen reagieren mit den Bestandteilen unserer Lufthülle und bilden neue atomare Teilchen. Die Gesamtheit dieser Teilchen macht die sogenannte Höhenstrahlung aus. Auf ihrem Weg zur Erdoberfläche wird die Höhenstrahlung mit zunehmender Dichte der Atmosphäre schwächer. Genaueres erfährst du im Artikel Strahlenbelastung durch Höhenstrahlung.

Künstliche Strahlenbelastung (ca. \(1,9\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\))

Anwendung radiologischer Stoffe und ionisierender Strahlung in der Medizin (ca. \(1,8\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\)): Schon kurz nach der Entdeckung der Röntgenstrahlung im Jahre 1895 wurde diese für diagnostische Zwecke in der Medizin eingesetzt. Seither hat sich der Umfang der Anwendungen vervielfacht. Mit der Entwicklung der Computertomographie (CT) konnte man noch genauere Informationen gewinnen. Für spezielle medizinische Fragestellungen werden dem Patienten auch Radionuklide injiziert (Nuklearmedizin).

Wesentlich höhere Dosen als in der Diagnostik werden in der Strahlentherapie zur Krebsbehandlung eingesetzt.

Genaueres über die Belastung bei radiologischen Untersuchungen und Bestrahlungen erfährst du im Artikel Strahlenbelastung durch medizinische Anwendungen.

Weitere künstliche Strahlung (\(<0,1\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\)): Fall-out von Kernwaffenversuchen \(<0,01\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\); Kerntechnische Anlagen \(<0,01\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\); Berufliche Strahlenexposition \(<0,01\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\); Nachwirkungen des Reaktorunfalls von Tschernobyl (1986) ca. \(<0,02\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\).

Der berufliche Umgang mit radioaktiven Stoffen sowie mit Beschleunigern wird durch die Strahlenschutzverordnung geregelt. Seit 1. April 2001 gelten neue strengere Grenzwerte: Beschäftigte und Personen aus der Allgemeinbevölkerung \(1\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\) (früher \(1,5\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\)); Beruflich strahlenexponierte Personen \(20\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\) (früher \(50\frac{{{\rm{mSv}}}}{{\rm{a}}}\)).

# data[].attributes.attachment_link.title
Strahlenbelastung des Menschen | LEIFIphysik

# data[].attributes.attachment_link.description
In diesem Artikel erfährst du, wie groß die jährliche Strahlenbelastung eines Menschen in der BRD zur Zeit ist und worauf man sie zurückführen kann. Die Zahlenangaben stellen Durchschnittswerte dar, die bei Einzelpersonen u. U. deutlich verschieden ausfallen können. Wenn du dich über die physikalischen Größen informieren willst, in denen die Strahlenbelastung angegeben wird, so gehe zu der folgenden Seite.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Die Erde wird unablässig von hochenergetischen Teilchen bombardiert. Auch wenn diese kosmische Strahlung nicht direkt sichtbar ist, so beeinflusst sie uns in vielerlei Hinsicht. Mit neuen Instrumenten suchen Physiker nach dem Ursprung der hochenergetischen Partikel und eröffnen damit faszinierende Einblicke in die energiereichsten Vorgänge im Universum.
Der österreichische Physiker Victor Hess entdeckte 1912 die kosmische Strahlung auf damals recht abenteuerliche Weise. Hess beschäftigte sich mit der Frage, worauf die elektrische Leitfähigkeit der Luft beruht. Es bestand bereits die Vermutung, dass energiereiche Teilchen aus dem Kosmos dies bewirken. Dann müsste, so folgerte Hess, die elektrische Leitfähigkeit in großer Höhe ansteigen. Zwischen 1911 und 1913 stieg der wagemutige Forscher mit Freiballonen in Höhen von über 5000 Meter auf und konnte den vorhergesagten Effekt tatsächlich nachweisen. Damit lieferte er den Beweis, dass kosmische Strahlungsteilchen in die Atmosphäre eindringen und darin Atome ionisieren. Den Begriff „kosmische Strahlung" prägte 1924 der amerikanische Physiker Robert Millikan.

Heute ist bekannt, dass die kosmische Strahlung im Wesentlichen aus Atomkernen mit ganz unterschiedlichen Energien besteht. Diese sind mitunter um viele Zehnerpotenzen höher als in den größten Teilchenbeschleunigern auf der Erde. Die energiereichsten Atomkerne, die man bislang registriert hat, besaßen fast soviel Bewegungsenergie wie ein stark geschlagener Tennisball.

Für die Entwicklung des Kosmos ist die kosmische Strahlung sicher bedeutsam. Hierfür spricht allein schon die Tatsache, dass in ihr ebensoviel Energie steckt wie im gesamten Sternenlicht oder in allen kosmischen Magnetfeldern des Universums zusammen.

Auf der Suche nach den kosmischen Beschleunigern

Bei all den Fortschritten der vergangenen Jahrzehnte ist immer noch weitgehend unbekannt, welche Himmelskörper die Teilchen beschleunigen und auf welche Weise dies geschieht. Eines ist aber klar: Die physikalischen Prozesse müssen sich fundamental von denen unterscheiden, die beispielsweise für das sichtbare Licht der Sterne verantwortlich sind. Letztere nennt man „thermische Strahlung". Ihre Energie wächst mit der Temperatur des leuchtenden Himmelskörpers. Vom Urknall abgesehen, ist aber kein Objekt im Weltall bekannt, das auch nur annähernd so hohe Temperaturen aufweist, um als Quelle für Teilchen der kosmischen Strahlung in Frage zu kommen. Hierfür müssen andere Mechanismen verantwortlich sein, die man als nicht thermisch bezeichnet.

Das energiereichste Ereignis im Universum, der Urknall, scheidet als Herkunftsquelle aus. Aus dem Anteil radioaktiver Kerne mit „kurzen" Zerfallszeiten in der kosmischen Strahlung kann man nämlich schließen, dass zwischen der Erzeugung der Partikel und ihrem Eintreffen in der Erdatmosphäre höchstens ein paar Millionen Jahre vergangen sein können. Damit ist auch klar, dass ein großer Teil der kosmischen Strahlung in unserer eigenen Galaxie erzeugt werden muss. Nur bei den allerhöchsten Energien spekuliert man auf einen Ursprung in fernen Galaxien.

Das Studium der kosmischen Strahlung ist auch fast hundert Jahre nach Hess' Ballonflügen immer noch ein schwieriges Unterfangen. Wenn ein hochenergetisches Teilchen in die Atmosphäre eindringt, so stößt es in zwanzig bis dreißig Kilometern Höhe mit einem Atomkern zusammen. Die beiden Kerne zerplatzen, und neue Teilchen werden frei, die weiter in Richtung Erdboden rasen. Diese treffen erneut auf Atomkerne und lösen weitere Teilchen aus. Erst wenn die Energie des Primärteilchens in dieser Kaskade aufgebraucht ist, kommt der Prozess zum Erliegen. Auf der Erde kommt ein so genannter Luftschauer an. Das bedeutet aber auch, dass die Primärteilchen selbst gar nicht auf der Erde ankommen. Wie lassen sie sich dann studieren?

Mit Weltraumexperimenten ist dies grundsätzlich möglich. Doch gerade die interessantesten Teilchen mit den ganz hohen Energien sind extrem selten. Bei relativ „bescheidenen" Energien von einigen Milliarden Elektronenvolt wird ein Satellit noch von vielen Teilchen pro Sekunde getroffen. Für die kosmischen Beschleuniger in unserer Galaxis sind aber Energien bis zu 10 ¹⁵ Elektronenvolt (eV) charakteristisch. Von ihnen kommt am Oberrand der Atmosphäre gerade noch ein Teilchen pro Jahr und Quadratmeter an. Bei den allerhöchsten Energien oberhalb von 10 ²⁰ eV erreicht uns etwa noch alle hundert Jahre ein Teilchen pro Quadratkilometer. Ein Satelliteninstrument mit einer etwa einen Quadratmeter großen Messfläche müsste hundert Millionen Jahre auf den ersten „Treffer" warten.

Die einzige, heute gangbare Alternative zu Weltraumexperimenten besteht darin, am Boden Stationen aufzubauen, mit denen sich die Luftschauerteilchen nachweisen lassen. Aus ihren Eigenschaften lässt sich dann auf Art und Energie des Primärteilchens rückschließen. Doch diese Art der Beobachtung ermöglicht es nicht, die Quelle eines Primärteilchens zu ermitteln oder gar Bilder von Himmelskörpern herzustellen. Magnetfelder im interstellaren Raum lenken die elektrisch geladenen Teilchen von ihren Bahnen ab und verschleiern somit jegliche Richtungsinformation. Allenfalls bei den energiereichsten Teilchen besteht die Hoffnung, einzelne Quellen am Himmel lokalisieren zu können.

Rätsel der höchsten Energien

Die Herkunft der energiereichsten Teilchen im Universum zählt mit zu den Schlüsselfragen der modernen Astrophysik. Die heißesten Kandidaten sind Supernovae. Bei einem solchen Ereignis entfernt sich eine Explosions- oder Schockwelle mit einigen zehntausend Kilometern pro Sekunde vom Vorläuferstern. Atomkerne werden in den Magnetfeldern, die solche Wellen mit sich führen, gefangen und gewinnen im Lauf der Zeit enorme Energien, ähnlich wie ein Surfer auf einer hohen Welle. Auch die Endstadien der explodierten Sterne, so genannte Pulsare, können Teilchen in ihren extrem starken Magnetfeldern beschleunigen.

Die Beschleunigung in Supernova-Schockwellen reicht aber nach heutigem Wissen nicht aus, um die allerhöchsten in der kosmischen Strahlung gemessenen Energien zu erklären. Größere und stärkere Schockwellen treten wahrscheinlich in Teilchenstrahlen aktiver Galaxien auf. Diese so genannten Jets können mehrere hunderttausend Lichtjahre weit in den intergalaktischen Raum reichen. Sie sind derzeit Kandidaten für die kosmischen „Super-Teilchenbeschleuniger".

Doch diese Hypothese wirft ein Problem auf: Die Teilchen stoßen auf ihrem Weg durch den intergalaktischen Raum mit der Mikrowellenstrahlung zusammen. Dadurch verlieren sie beständig Energie. Man vermutet, dass die Teilchen deshalb höchstens einige hundert Millionen Lichtjahre zurücklegen können. Innerhalb dieses Abstandsradius gibt es aber nur sehr wenige Galaxien um unser Milchstraßensystem herum, die als kosmische Beschleuniger überhaupt in Frage kommen. Eine erst kürzlich veröffentlichte Hypothese vermutet einen ganz anderen Ursprung für einen Teil der kosmischen Strahlung. Sie könnte vielleicht bei Zerfällen sehr schwerer und bisher unbekannter Elementarteilchen oder anderer Relikte aus dem Urknall entstehen.

Die neuen Instrumente

Mit einer neuen Generation von Messinstrumenten untersuchen Astroteilchenphysiker heute und in naher Zukunft diese rätselhaften Teilchen. In Argentinien entsteht derzeit das Pierre-Auger-Observatorium, eine riesige Anlage, bei der zahlreiche Detektorstationen auf einer Fläche von über 3000 Quadratkilometern verteilt werden. Mit ihm werden die Luftschauer registriert, um daraus die Energien, Einfallsrichtungen und andere Eigenschaften der kosmischen Strahlungsteilchen bei allerhöchsten Energien genau zu vermessen. Hier kann man darauf hoffen, einige Quellen am Himmel zu finden.

Bei niedrigeren Energien ist dies wegen der Ablenkung in den interstellaren Magnetfeldern nicht möglich. Hier kommen neue Gamma- und Neutrinoteleskope ins Spiel. Der Trick besteht darin, dass man nicht die Teilchen selbst beobachtet, sondern deren Folgeprodukte, Neutrinos und Gammaquanten. Sie entstehen, wenn die Teilchen der kosmischen Strahlung noch im Umfeld ihres Entstehungsortes mit interstellarem Gas oder mit Strahlung in Wechselwirkung treten. Anders als die Teilchen selbst breiten sich die Gammaquanten und Neutrinos geradlinig aus. Sie erlauben es also, die Quellen zu identifizieren und sogar Himmelsaufnahmen anzufertigen.

Hochenergetische Gammastrahlung wird mit modernen Anlagen beobachtet. Sie nutzen die Atmosphäre gewissermaßen als Leuchtschirm. Dringt ein Gammaquant in die Atmosphäre ein, so entstehen bei Kollisionen mit Atomkernen elektrisch geladene Sekundärteilchen. Diese senden für den Bruchteil einer Sekunde ein bläuliches Licht aus. Das ist, als würde in der Hochatmosphäre kurzzeitig eine Leuchtstoffröhre aufflammen. Diese so genannte Tscherenkow-Strahlung lässt sich mit großen Spiegelteleskopen am Boden beobachten. Auf diese Weise ist es möglich, Bilder von Quellen hochenergetischer Gammastrahlung zu erstellen.

Diese Generation neuer Instrumente wird in den kommenden Jahren viele Rätsel der kosmischen Strahlung klären - und sehr wahrscheinlich wird sie neue Fragen aufwerfen. Interessant an diesem Forschungsgebiet sind auch die vielen Synergien mit anderen Bereichen der Astroteilchenphysik, Teilchenphysik und Astrophysik. Diese Art der Forschung offenbart uns eine bislang weitgehend unbekannte Facette des Universums.

# data[].attributes.attachment_link.title
Kosmische Strahlung und die energiereichsten Himmelskörper

# data[].attributes.attachment_link.description
Die Erde wird unablässig von hochenergetischen Teilchen bombardiert. Auch wenn diese kosmische Strahlung nicht direkt sichtbar ist, so beeinflusst sie uns in vielerlei Hinsicht. Mit neuen Instrumenten suchen Physiker nach dem Ursprung der hochenergetischen Partikel und eröffnen damit faszinierende Einblicke in die energiereichsten Vorgänge im Universum.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Auf den ersten Blick wirkt die Funkenkammer des ÖAW-Instituts für Hochenergiephysik unscheinbar. Ein grauer Kasten, in dem es nichts zu sehen gibt. Doch plötzlich taucht eine Lichtblitz auf - und noch einer - und noch einer mehr. Was könnten diese Lichtblitze sein? Sie sind nichts Geringeres als sichtbar gemachte Teilchen, die durch die kosmische Strahlung entstehen, nachdem diese auf ihrer Reise mit nahezu Lichtgeschwindigkeit quer durchs All von der Erdatmosphäre absorbiert wurde.

Kosmische Strahlung von nah und fern

Kosmische Strahlung aus den Tiefen des Weltalls prasselt permanent auf unseren Planeten ein. Woher diese hochenergetischen Teilchen kommen, weiß keiner so genau. Schwarze Löcher, sowie Supernova-Explosionen gelten als heiße Kandidaten, da nur sie ausreichend starke Beschleunigungsprozesse in Gang setzen können, um Teilchen mit derartigen Höchstgeschwindigkeiten auf die Reise zu schicken. Doch selbst die dabei auftretenden Kräfte reichen für die energiereichsten und schnellsten Teilchen der Kosmischen Strahlung als Erklärung nicht aus. "Darüber hinaus können wir auch die Quellen der hochenergetischen Strahlung nicht eindeutig lokalisieren", erklärt Bruno Besser von ÖAW-Institut für Weltraumforschung. Der Grund: Als geladene Teilchen werden sie von den kosmischen Magnetfeldern abgelenkt und fliegen nicht geradlinig, sondern in einem Zick-Zack-Kurs durchs All.

Doch man muss nicht in die Ferne blicken, um Quellen kosmischer Strahlung zu entdecken. Auch unsere Sonne ist eine aktive Produzentin. Der Sonnenwind, als niederenergetischer Teil der solaren kosmischen Strahlung, wechselwirkt mit dem Magnetfeld der Erde und sorgt unter anderem für das spektakuläre Naturschauspiel des Polarlichts.

Herausforderung für Mensch und Maschine

Bedeutend höhere Energien besitzen die Teilchen, die bei gewaltigen Sonneneruptionen ins All geschleudert werden. Sie können im Gegensatz zum "lauen" Sonnenwind nicht nur in die Erdatmosphäre eindringen und zum Beispiel den Funkverkehr stören oder Satellitenelektronik beschädigen, auch für die bemannte Raumfahrt bergen sie große Gefahren. Besser: "Da Sonneneruptionen unvorhersehbar und plötzlich auftreten, ist es für Astronauten schwierig, sich und ihre Geräte gezielt vor der Strahlenbelastung zu schützen." Das betrifft etwaig geplante Fahrten zum Mars ebenso wie längere Aufenthalte auf der internationalen Raumstation ISS. Am Institut für Weltraumforschung ist das Geschehen auf der Sonne daher Thema reger Erforschung. So ist das Institut an der NASA-Mission STEREO beteiligt, welche das dynamische Geschehen auf der Sonnenoberfläche untersucht.

Im Erdorbit droht noch auf andere Weise Raumfahrtmissionen Gefahr durch kosmische Strahlung. Im sogenannten inneren Van-Allen-Gürtel werden die durch die kosmische Strahlung erzeugten ionisierten Teilchen durch das Magnetfeld der Erde in hoher Konzentration gefangen gehalten. Entdeckt wurde dieser Strahlungsgürtel bereits 1958 vom ersten US-Satelliten Explorer. Eine aktuelle NASA-Mission hat sich nun zum Ziel gesetzt, die physikalischen Vorgänge im Van-Allen-Gürtel genau zu untersuchen. Darauf aufbauend sollen dann Möglichkeiten zur besseren Vorhersage erhöhter Strahlungsintensität entwickelt werden. Zwei Satelliten sollen im Rahmen der"Radiation Belt Storm Probe"-Mission noch diesen Sommer mit jeweils fünf wissenschaftlichen Instrumenten an Bord starten. Das ÖAW-Institut für Weltraumforschung ist an der Datenauswertung des Experiments EMFISIS (Electric and Magnetic Field Instrument Suite and Integrated Science) beteiligt.

Im Dienste der Forschung

Doch hochenergetische kosmische Strahlung bedeutet nicht nur Gefahr für Mensch und Maschine. Wenn sie mit Atomen der Atmosphäre kollidiert, entsteht jener radioaktive Kohlenstoff, den alle Pflanzen, Tiere und Menschen in sich tragen, und der eine Altersbestimmung (C14-Methode) fossiler und anderer Funde bis zu 60.000 Jahre zurück erlaubt.

Auch die Hochenergiephysik weiß die kosmische Strahlung für ihre Forschung zu nutzen. "Wir verwenden sie beispielsweise, um unseren CMS-Detektor am LHC zu kalibrieren", sagt Thomas Bergauer vom ÖAW-Institut für Hochenergiephysik. Der "Compact Muon Solenoid (CMS)"-Detektor ist eines der Experimente, die am neuen Large Hadron Collider (LHC) des Forschungszentrums CERN durchgeführt werden, und dessen Ziel es ist, bisher zwar prognostizierte aber noch von niemanden gesehene Teilchen aufzuspüren wie das sogenannte Higgs-Boson oder supersymmetrische Teilchen. Gelingen soll das mittels gezielter Teilchenkollisionen und genauester Detektion der dabei entstehenden Teilchen.

Die kosmische Strahlung kann übrigens auch dabei helfen mit Mythen aufzuräumen - wie, dass am LHC ein Schwarzes Loch entstehen könnte, welches die Erde auffrisst. "Die bei den Kollisionen zwischen Teilchen der Erdatmosphäre und der kosmischen Strahlung entstehenden Energien sind um das 100-Millionen-fache größer als jene, die bei den Teilchenkollisionen am LHC erzeugt werden", erklärt Bergauer. "Seit fünf Milliarden Jahren trifft die kosmische Strahlung auf die Erde und hat bisher kein alles verschlingendes Schwarzes Loch erzeugt. Es ist absurd zu glauben, dass dem LHC das gelingen könnte."

Kontakt:
Mag. Dr. Bruno Besser
Insitut für Weltraumforschung
Österreichische Akademie der Wissenschaften (ÖAW)
Schmiedlstraße 6, 8042 Graz
T +43 316 4120-571
bruno.besser(at)oeaw.ac.at
www.iwf.oeaw.ac.at

DI Dr. Thomas Bergauer
Institut für Hochenergiephysik
Österreichische Akademie der Wissenschaften (ÖAW)
Nikolsdorfer Gasse 18, 1050 Wien
thomas.bergauer(at)oeaw.ac.at
www.hephy.at

April 2012

# data[].attributes.attachment_link.title
Kosmische Strahlung: Teilchenregen aus dem All

# data[].attributes.attachment_link.description
Auf den ersten Blick wirkt die Funkenkammer des ÖAW-Instituts für Hochenergiephysik unscheinbar. Ein grauer Kasten, in dem es nichts zu sehen gibt. Doch plötzlich taucht eine Lichtblitz auf - und noch einer - und noch einer mehr. Was könnten diese Lichtblitze sein?

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Immer wieder prasseln in Form kosmischer Strahlung subatomare Teilchen, darunter Kerne von Wasserstoff und anderen chemischen Elementen, auf die Erde herab. Aus welchen Quellen diese Teilchen stammen, hängt von ihrer Energie ab. Sterne wie unsere Sonne senden kosmische Strahlung mit geringer Energie aus. Die Anteile der Strahlung mit mittlerer Energie stammen von Sternexplosionen. Über den Ursprung der energiereichen Strahlung - die hundert Mal so energiereich ist wie die stärkste in Teilchenbeschleunigern erzeugte Strahlung - gab es bislang nur unterschiedliche Vermutungen. Messungen mit dem Pierre-Auger-Observatorium in Argentinien - einem 3000 Quadratkilometer großen Messfeld in der Pampa Amarilla - haben die sogenannten aktiven Galaxienkerne, die von schwarzen Löchern gespeist werden, als Quellen identifiziert. Das berichten die Forscher jetzt in der Zeitschrift „Science".

Die kosmische Strahlung verrät sich im Allgemeinen durch die Sekundärstrahlung, die sie in der Atmosphäre erzeugt. Das hat Pierre Auger, nach dem das Observatorium benannt wurde, im Jahr 1938 herausgefunden. Die Teilchen der Primärstrahlung kollidieren in großer Höhe mit den Atomkernen der Luft, wobei jeweils Milliarden von neuen Teilchen entstehen, die als kurz anhaltender Schauer die Erdoberfläche erreichen. Durch diesen Prozess wird die Richtung, aus der die Primärstrahlung stammt, verschleiert. Hinzu kommt, dass sich die energiereiche kosmische Strahlung nur sporadisch zeigt. Deshalb blieb gerade dieser Anteil, der von heftigen Ereignissen zeugt, rätselhaft. Mit sanften Kollisionen jedenfalls lassen sich die Energien bis zu einem Rekordwert von 300 Trillionen (3 · 1020) Elektronenvolt, der 1991 mit dem Fly's Eye Observatory der University of Utah registriert wurde, nicht erklären.
24 optische Teleskope
Viele Astronomen haben vermutet, dass kosmische Strahlung durch die extrem massereichen schwarzen Löcher in aktiven Galaxienkernen erzeugt wird. Wenn solche schwarzen Löcher sich Materie aus ihrer Umgebung einverleiben, entstehen in großen Mengen Teilchen. Es wird aber auch Strahlung in allen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums ausgesendet. Massereiche schwarze Löcher dürften sich in den Zentren praktisch aller Galaxien verbergen. Wenn die Galaxien bei genügend hoher Energie in allen Spektralbereichen „leuchten", spricht man von aktiven Galaxienkernen. Andere mögliche Erklärungen für die Herkunft der energiereichen kosmischen Strahlung konnten aber nicht ausgeschlossen werden. An intensiv strahlende Radiogalaxien haben einige Astronomen gedacht. Andere schlugen Stoßfronten von Galaxienkollisionen oder exotische Quellen vor, etwa kosmische Strings.

Von dem Pierre-Auger-Observatorium versprach man sich von Anfang an die Lösung. Das Observatorium wird im Endausbau aus einem Netzwerk von 1600 Wassertanks samt Detektoren und 24 optischen Teleskopen bestehen. In den Wassertanks erzeugen die Sekundärteilchen der kosmischen Strahlung eine charakteristische Tscherenkow-Strahlung, die von den Detektoren registriert wird. Die Teleskope suchen am Himmel nach Fluoreszenzlicht, das der Schauer erzeugt hat. Aus den Daten der Wassertanks und der Teleskope lassen sich unter anderem Rückschlüsse auf die Herkunftsrichtung der kosmischen Strahlung ziehen. Mit dem Observatorium, dessen Detektorsystem zurzeit noch wächst, werden seit 2004 Messungen ausgeführt. Ein ähnliches, allerdings noch größeres Observatorium soll in den kommenden Jahren im amerikanischen Bundesstaat Colorado errichtet werden.
Rund ein Prozent Zufall
In den ersten gut dreieinhalb Jahren wurden mit dem Observatorium in Argentinien 77 kosmische Strahlen mit jeweils mindestens 40 Trillionen Elektronenvolt Energie registriert. Von den 27 energiereichsten dieser Ereignisse (mit mehr als 57 Trillionen Elektronenvolt Energie) kommen 20 innerhalb der Fehlergrenzen aus Richtungen, in denen aktive Galaxienkerne zu finden sind, von denen die Astronomen 318 kennen. Käme die kosmische Strahlung aus rein zufällig verteilten Richtungen, wären nur fünf oder sechs Übereinstimmungen zu erwarten. Die Wahrscheinlichkeit dafür, dass die beobachtete Zuordnung zu den aktiven Galaxienkernen nicht real, sondern zufallsbedingt ist, beträgt rund ein Prozent.

# data[].attributes.attachment_link.description
Immer wieder prasseln in Form kosmischer Strahlung subatomare Teilchen, darunter Kerne von Wasserstoff und anderen chemischen Elementen, auf die Erde herab. Aus welchen Quellen diese Teilchen stammen, hängt von ihrer Energie ab. Sterne wie unsere Sonne senden kosmische Strahlung mit geringer Energie aus. Die Anteile der Strahlung mit mittlerer Energie stammen von Sternexplosionen.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Die Atmosphäre wirkt zwar wie ein riesiger Schutzschild, doch je weiter wir uns von der Erdoberfläche entfernen, desto mehr energiereiche Partikel aus dem Weltall treffen auf unseren Körper und können dort ernsthaften Schaden anrichten. Besonders für Astronauten wird das zum Problem.
Auf der Erde wie auch im Weltall sind wir jederzeit kosmischer Strahlung ausgesetzt. Auf die Erde treffen hochenergetische Teilchen mit Energien von einigen Megaelektronenvolt bis hin zu 10 ²⁰ Elektronenvolt. Zum Vergleich: Der bisher größte Teilchenbeschleuniger, der Large Hadron Collider am Forschungszentrum CERN, nahe Genf, beschleunigt die Teilchen gerade einmal auf einige 10 ¹² Elektronenvolt. Diese Energie entspricht in etwa der Bewegungsenergie einer fliegenden Mücke - allerdings konzentriert auf die Größe eines Protons -, während die Energie eines der energiereichsten Teilchens der kosmischen Strahlung bereits der Energie eines Tennisballs entspricht, der aus einer Höhe von zehn Metern auf den Boden fällt. Von solchen höchstenergetischen Partikeln treffen allerdings nur sehr wenige auf die Erde: etwa ein Teilchen pro Quadratkilometer und Jahrhundert.

Bei den Teilchen der kosmischen Strahlung handelt es sich vornehmlich um Protonen, Heliumkerne und Elektronen. Gerade bei den höchsten Energien findet man allerdings auch sehr viele Eisenkerne. Neben unserer Sonne werden Sternexplosionen in der Milchstraße und aktive Galaxienkerne außerhalb der Milchstraße als mögliche Quellen gehandelt. Der Ursprung insbesondere der energiereichen Teilchen ist bislang aber noch nicht eindeutig geklärt. Während die Anzahl hochenergetischer Teilchen von fernen Quellen über Jahre hinweg nahezu konstant bleibt, kann die Menge der niederenergetischen Partikel von der Sonne zum Teil sehr stark schwanken. Ursache dafür sind meist Eruptionen auf der Sonnenoberfläche.

Heute wolkig mit Teilchenschauer

Die primäre kosmische Strahlung trifft aus allen Richtungen des Weltalls auf die Erdatmosphäre und wird dort von Sauerstoff- und Stickstoffatomen abgebremst. Hierbei entstehen durch teils komplexe physikalische Prozesse verschiedene Sekundärteilchen, vor allem Neutronen, Protonen und Pionen. Wegen dieser Reaktionen befindet sich in einer Höhe von rund zwanzig Kilometern über der Erdoberfläche die höchste Strahlungsintensität, darunter nimmt diese wieder ab. Die Strahlenexposition hängt aber auch von der geografischen Breite ab, da die kosmische Strahlung nicht gleichmäßig verteilt auf die Erdatmosphäre prasselt: An den geomagnetischen Polen ist die Intensität größer als am Äquator. Verantwortlich dafür ist das Magnetfeld der Erde, das die elektrisch geladenen Teilchen aus ihrer ursprünglichen Bahn ablenkt. In der Erdumlaufbahn befindet sich zudem der Van-Allen-Strahlungsgürtel - ein Ring energiereicher geladener Teilchen, die durch das Erdmagnetfeld gewissermaßen eingefangen werden. Der Strahlungsgürtel erstreckt sich über einen Bereich von etwa 700 bis 6000 Kilometern über der Erdoberfläche und muss wegen der hohen Strahlenbelastung für Astronauten berücksichtigt werden, zum Beispiel bei der Positionierung von Raumstationen.

Auf der Erdoberfläche überwiegt zwar die natürliche Hintergrundstrahlung durch das Gestein, da die kosmische Strahlung von der Atmosphäre abgeschirmt wird. Durch die Raumfahrt und den Luftverkehr werden Menschen ihr inzwischen jedoch vermehrt ausgesetzt. Generell gilt: Je weiter man sich von der Erdoberfläche entfernt, desto stärker wird der Einfluss der kosmischen Strahlung. Ihre Wirkung kann sich dabei von der natürlichen Radioaktivität zum Teil deutlich unterscheiden. Einerseits liegt das daran, dass die kosmische Strahlung viel energiereicher ist. Andererseits nimmt man kosmische Strahlung weder über die Nahrung noch durch die Atemluft auf.

Schaden richtet die Strahlung an, indem sie Atome und Moleküle in unseren Körpern ionisiert: Durch die eingebrachte Energie kann zum Beispiel ein Elektron den Atom- oder Molekülverband verlassen und es bleibt ein positiv geladenes Ion zurück. Vorgänge dieser Art können chemische oder biochemische Reaktionen in den betroffenen Zellen auslösen und auf diese Weise - insbesondere im Erbgut - zu Schäden führen. Aufgrund ihrer Eindringtiefe haben die verschiedenen Strahlungsarten unterschiedliche Zielorgane. Alpha-Teilchen (Heliumkerne) werden in Materie schnell abgebremst. Die Eindringtiefe in den menschlichen Körper beträgt wenige Mikrometer, somit ist von Schäden primär die Haut betroffen. Die Eindringtiefe von Beta-Teilchen (Elektronen) hängt von der Energie ab und beträgt etwa 0,5 Zentimeter pro Megaelektronenvolt. Gammastrahlen dringen dagegen in alle Organsysteme des Körpers ein und können hier Schäden verursachen. Ein Maß für die Strahlenbelastung des Menschen ist die effektive Dosis. Sie berücksichtigt sowohl die unterschiedliche biologische Wirksamkeit der verschiedenen Strahlungsarten als auch die Sensitivität der verschiedenen Organe und Gewebe gegenüber ionisierender Strahlung. Die Einheit für die biologisch gewichtete Strahlendosis ist das Sievert (siehe blaue Box).

In einer Raumstation im All liegt die effektive Strahlendosis bei rund 200 Millisievert pro Jahr, während die Strahlenbelastung durch kosmische Strahlung auf der Erde nur rund 0,3 Millisievert pro Jahr (auf Meeresniveau) beträgt. Im Vergleich zur gesamten effektiven Dosis aus natürlichen Strahlungsquellen, die sich in Deutschland je nach Aufenthaltsort auf ein bis sechs Millisievert pro Jahr summiert, macht die kosmische Strahlung also nur einen Bruchteil aus. Während eines Raumspaziergangs haben Astronauten die jährliche Strahlungsdosis auf der Erde bereits nach einem Tag erfahren. Bei der Planung von Langzeitmissionen sind strahlungsbedingte Gesundheitsschäden also ein zu berücksichtigender Faktor. Ein besonderes Problem für die Raumfahrt stellen solare Eruptionen dar, die bisher nicht sicher vorhergesagt werden können. Während dieser Ereignisse kann die Strahlendosis um ein Vielfaches ansteigen und damit kurz- und langfristige gesundheitliche Probleme hervorrufen.

Wirkung auf das Erbgut

Kosmische Strahlung bedeutet eine chronische Belastung für den Organismus. Treffen die energiereichen Partikel oder die energiereiche elektromagnetische Strahlung auf den Körper und dringen in ihn ein, kann die Absorption der Energie dort eine Kette von Reaktionen in Gang setzen. Ändert sich zum Beispiel der energetische Zustand eines Moleküls, insbesondere der DNS als Träger der Erbinformation, führt dies womöglich zum Tod einer Zelle oder zu Zellmutationen. Aber auch indirekt können ionisierende Teilchen oder Sekundärelektronen großen Schaden anrichten: Treffen sie beispielsweise auf ein Wassermolekül im Körper und zerstören dieses, bilden sich unter Umständen sogenannte Radikale - Atome oder Moleküle, die besonders reaktionsfreudig sind. Radikale sind ebenfalls in der Lage, Zellen zu schädigen und so Krankheiten zu verursachen, darunter auch Krebs. Die biologischen Effekte ionisierender Strahlung zeigen eine erhebliche Zeitspanne zwischen den primären, direkten physikalischen Wechselwirkungen (sofort) und spät auftretenden Tumoren (einige Jahre) bis hin zu genetischen Veränderungen in folgenden Generationen (viele Jahre).

Betrachtet man die Moleküle innerhalb einer Zelle, sind die Schäden der Enzyme, Proteine, RNA-Moleküle oder der Biomembranen durch ionisierende Strahlung weniger ausschlaggebend als Strahlenschäden der DNA, die unterschiedlicher Art sein können. Hierzu zählen beispielsweise Einzel- oder Doppelstrangbrüche, Basenschäden oder -verlust sowie fehlerhafte Vernetzungen der Basenpaare. Auch Chromosomenschäden sind möglich: Wird ein DNA-Strang unterbrochen, kann dies zum Verlust eines Chromosomenfragments führen und damit zu einem Verlust von Erbgutinformationen. Zudem kann ein durch ionisierte Strahlung hervorgerufenes Vernetzen der Basenpaare zu falschen Verbindungen innerhalb eines Chromosoms oder auch zur Verbindung von zwei Chromosomen führen.

Jeder lebende Organismus besitzt die Fähigkeit, Strahlenschäden bis zu einem gewissen Grad zu reparieren oder zu kompensieren. Auf molekularer Ebene können Einzelstrangbrüche oder einzelne Basenschäden besser repariert werden als Doppelstrangbrüche oder Mehrfachschäden. Es kann allerdings auch zu einer Fehlreparatur kommen, durch die womöglich Gene aktiviert werden, die vorher inaktiv waren. Im günstigsten Fall führt dies zum Zelltod, im ungünstigsten Fall verändert sich die Zelle genetisch und es bildet sich eine Tumorzelle mit unkontrollierter Zellteilung.

Gewebe und Zellen, die sich schnell teilen, sind besonderes strahlensensibel, während solche mit einer geringen Teilungsrate weniger strahlenempfindlich sind. Aber auch die Phase des Zellzyklus und äußere Faktoren wie Temperatur und Sauerstoffpartialdruck spielen eine wesentliche Rolle bei der Strahlensensibilität einer Zelle. Die blutbildenden Stammzellen des Knochenmarks stellen aufgrund hoher Teilungsraten eines der empfindlichsten Gewebe gegenüber Strahlung dar. Werden diese Zellen beschädigt, kann die Bildung von Blutzellen gestört werden, wodurch der Körper anfälliger für Infekte wird oder zu Blutungen neigt. Zu den teilungsaktiven Geweben gehören ebenfalls die Schleimhaut des Verdauungstrakts und die Haut. Ob sich letztlich ein Tumor ausbildet, hängt aber von vielen Faktoren ab - etwa von der Wachstumsrate der Zellen in diesem Gewebe, von der Zellart sowie davon, welches Gen betroffen ist. So bilden sich Tumoren in langsam wachsenden Geweben, zum Beispiel in der Prostata, zum Teil nicht zu klinischer Relevanz aus.

DNA-Schäden von Spermien oder Eizellen können auch in kommenden Generationen zu genetischen Veränderungen führen. In den Hoden sind besonders die Spermien produzierenden Stammzellen empfindlich, die Spermien selbst recht resistent. Bei Frauen sind bereits bei der Geburt alle Eizellen vorhanden. Schäden daran akkumulieren im Laufe der Zeit. Auch eine befruchtete Eizelle kann im Mutterleib durch ionisierende Strahlung geschädigt werden. Die Folgeschäden sind dabei umso größer, je weniger weit die Entwicklung fortgeschritten ist. Ein Schaden in den ersten zwei Wochen führt häufig zum Absterben des Embryos.

Strahlendosen in Raumschiff und Flugzeug

Je höher die Strahlendosis, desto größer ist die Wahrscheinlichkeit, dass ionisierende Strahlung die Zellen im Körper schädigt. Insbesondere bei Langzeitraumflügen steigt deshalb die Wahrscheinlichkeit, an Krebs zu erkranken. Bei Astronauten konnten tatsächlich erhöhte Mutationsraten von Zellen nachgewiesen werden, für Flugpersonal ist die Datenlage dagegen kontrovers. Es werden ebenfalls weitere Risiken wie eine erhöhte Wahrscheinlichkeit am grauen Star, einer Trübung der Augenlinse, zu erkranken und ein erhöhtes Arterioskleroserisiko (Arterienwandveränderungen) diskutiert. Aufgrund der geringen Fallzahlen bei Astronauten ist eine genaue Einschätzung der Risiken derzeit aber nur bedingt möglich.

Auf gelegentliche Flüge in Flugzeugen muss man aufgrund der kosmischen Strahlung aber sicherlich nicht verzichten, denn die effektive Dosis ist hier auf das Jahr gerechnet immer noch sehr gering und liegt mit wenigen Mikrosievert unterhalb des bedenklichen Bereiches. So erhöht ein Kurzstreckenflug die durchschnittliche jährliche effektive Dosis durch natürliche Strahlenexposition nur um weniger als ein Prozent, ein Langstreckenflug um etwa fünf Prozent. Je nach Flugroute, -dauer und -höhe sowie der aktuellen Sonnenaktivität schwankt die Strahlenexposition. Selbst für Schwangere wird das gesundheitliche Risiko beim Fliegen nach heutigem Wissen als gering beurteilt. Eindeutige Zahlen gibt es hierzu jedoch nicht. Einen Raumflug sollte man allerdings lieber auf einen Zeitpunkt nach der Schwangerschaft verschieben.

Um das Strahlenrisiko im Weltall besser abschätzen zu können, messen Forscher die Strahlungsdosen dort zum Beispiel mithilfe des Matroshka-Experiments. Eine mit Sensoren ausgestattete, siebzig Kilogramm schwere Spezialpuppe erfasst hierbei die Strahlenbelastung innerhalb und außerhalb der internationalen Raumstation ISS. Im Rahmen des Projekts untersuchen die Wissenschaftler auch, wie der Mensch am besten gegenüber der kosmischen Strahlung abgeschirmt werden kann. Diese Frage spielt insbesondere bei längeren Weltraummissionen eine entscheidende Rolle, wie beispielsweise bei Flügen zum Mars, und muss in Zukunft beim Bau von Raumschiffen und gerade bei der Realisierung von visionären Ideen wie „Generationenschiffen" berücksichtigt werden. Hier stellt die Strahlung jedoch nur einen von diversen bisher schwer zu kontrollierenden Risikofaktoren dar, die unter anderem durch die mangelnde Gravitation oder die Enge und Monotonie an Bord bedingt sind. Dazu zählen Probleme wie massiver Knochen- und Muskelabbau, psychische Erkrankungen, Schwierigkeiten in der sozialen Interaktion und bei Ernährungsfragen, um nur einige zu nennen.

# data[].attributes.attachment_link.title
Einfluss der kosmischen Strahlung auf den Menschen

# data[].attributes.attachment_link.description
Die Atmosphäre wirkt zwar wie ein riesiger Schutzschild, doch je weiter wir uns von der Erdoberfläche entfernen, desto mehr energiereiche Partikel aus dem Weltall treffen auf unseren Körper und können dort ernsthaften Schaden anrichten. Besonders für Astronauten wird das zum Problem. Auf der Erde wie auch im Weltall sind wir jederzeit kosmischer Strahlung ausgesetzt.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Die energiereiche , die aus dem Weltraum kommend in die Erdatmosphäre eindringt, bezeichnet man als primäre kosmische oder primäre Höhenstrahlung, die entsprechend ihrem Entstehungsort in eine galaktische und eine solare Komponente unterteilt wird. Die galaktische besteht überwiegend aus sehr energiereichen Protonen, einem rund zehnprozentigen Anteil von Heliumkernen und einem sehr viel kleineren Anteil von schweren Kernen, zusätzlich auch Photonen und Elektronen. Das Energiespektrum der Protonen reicht von wenigen Millionen Elektronvolt () bis zu mehr als 10 ¹⁴ mit einem Intensitätsmaximum bei 10 ² bis 10 ⁵ .

Die Protonenenergien der solaren Komponente der kosmischen liegen überwiegend unter 100 . Das Magnetfeld der Erde lenkt insbesondere die niederenergetischen geladenen Primärteilchen zurück in den Weltraum. Dieser Effekt ist abhängig von der geomagnetischen Breite, daher ist die Flussdichte der Protonen und anderer Kerne am äußeren Rand unserer Atmosphäre an den magnetischen Polen größer als in der Äquatorregion.

Wechselwirkungsprozesse mit Atomkernen in den hohen Atmosphärenbereichen führen zu Sekundärteilchen und elektromagnetischer , die zusammen die sogenannte sekundäre kosmische bilden.

Die Breitenabhängigkeit der von Photonen und der ionisierenden Komponente der kosmischen hervorgerufen in Meereshöhe ist gering. In äquatorialen Breiten ist ihr Dosisbeitrag etwa 10% geringer als in polaren geomagnetischen Breiten.

Natürlich besteht eine ausgeprägte Höhenabhängigkeit; entspricht doch die abschirmende Wirkung der Atmosphäre der einer 10 m dicken Wasserschicht. Ständiger Aufenthalt auf der Zugspitze führt mit 1,8 mSv pro Jahr zu einer sechsmal höheren effektiven als auf Helgoland. Den Dosisanstieg mit der Höhe für eine Breite von 50° zeigt die folgende Abbildung.

UNSCEAR hat unter Berücksichtigung der Verteilung der Weltbevölkerung nach geographischer Breite, Aufenthaltshöhe und Abschirmung durch Gebäude einen Mittelwert der effektiven Jahresdosis pro Person von 0,38 mSv errechnet. Die durchschnittlichen Jahresdosen liegen dabei im Bereich von 0,3 mSv bis 2 mSv.

Die folgende Abbildung enthält Daten der kosmischen Strahlenexposition für einige hochgelegene Großstädte.

# data[].attributes.attachment_link.description
Die energiereiche , die aus dem Weltraum kommend in die Erdatmosphäre eindringt, bezeichnet man als primäre kosmische oder primäre Höhenstrahlung, die entsprechend ihrem Entstehungsort in eine galaktische und eine solare Komponente unterteilt wird. Die galaktische besteht überwiegend aus sehr energiereichen Protonen, einem rund zehnprozentigen Anteil von Heliumkernen und einem sehr viel kleineren Anteil von schweren Kernen, zusätzlich auch Photonen und Elektronen.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Auf ihrem Weg zur Erde begegnen die kosmischen Strahlungsteilchen dem Erdmagnetfeld und falls sie dieses durchdringen können, treffen sie auf die Erdatmosphäre. Das Erdmagnetfeld wird durch Stromsysteme innerhalb der Erde (inneres Magnetfeld) und durch verschiedene Stromsysteme in der Magnetosphäre (äusseres Magnetfeld) generiert. Kosmische Strahlungsteilchen, welche von aussen in das Erdmagnetfeld gelangen, durchlaufen komplexe Tajektorien und werden daran gehindert die Atmosphäre überhaupt zu erreichen, falls die Teilchenenergie zu gering ist. Aus dieser Filterung in der Magnetosphäre ergibt sich die Möglichkeit, die Messungen von Neutronenmonitorstationen an verschiedenen Orten zu gebrauchen, um das Energiespektrum der kosmischen Strahlung in Erdnähe und die Einfallsrichtung in die Geomagnetosphäre zu bestimmen.

Wenn kosmische Strahlung in die Erdatmosphäre einfällt, so trifft sie auf Atome und Moleküle in der Atmosphäre, vorwiegend Stickstoff und Sauerstoff. In Kernkollisionen werden sekundäre Teilchen mit verschiedenen Energien produziert. Einige dieser sekundären Teilchen werden den Erdboden erreichen, wo sie mit geeigneten Detektoren (z.B. Neutronenmonitore) nachgewiesen werden können. Aufgrund dieser Messungen kann auf Eigenschaften der primären kosmischen Strahlung geschlossen werden.

Kosmische Strahlung und die Magnetosphäre

Die Geomagnetosphäre

Die Erde hat ein Magnetfeld, welches durch elektrische Ströme im Erdinnern erzeugt wird. Falls sich die Erde im leeren Raum befinden würde, dann würde das Magnetfeld ausserhalb des Erdkörpers demjenigen eines Stabmagneten gleichen, d.h. einem Dipolfeld, das bezüglich dem Erdmittelpunkt etwas verschoben ist und gegenüber der Rotationsachse der Erde etwas geneigt ist. Dieses Bild beschreibt das Erdmagnetfeld bis zu einer Distanz von etwa fünf Erdradien vom Erdzentrum entfernt recht gut. Die Erde ist aber auch einem kontinuierlichen Fluss von geladenen Teilchen des Sonnenwindes ausgesetzt. Der Sonnenwindfluss verdichtet die Magnetfeldlinien auf der der Sonne zugewandten Seite der Erde und zieht das Erdmagnetfeld in einen langen Schweif auf der Nachtseite. In der Figur sind die Magnetfeldlinien durch dicke hellblaue Linien gekennzeichnet (aus ESA). Die Geomagnetosphäre bildet ein nahezu geschlossenes System, welches durch den Sonnenwind umflossen wird (in der Figur durch dünne Linien angezeigt). Das Gebiet des Erdmagnetfeldes im Sonnenwind wird Geomagnetosphäre genannt (Anmerkung: Neigung des Erddipols bezüglich der Rotationsachse wird in der Figur nicht berücksichtigt.).

Die Grenze der Geomagnetosphäre auf der der Sonne zugewandten Seite liegt bei einer Distanz von 10-12 Erdradien vom Erdzentrum, während der Schweif der Magnetosphäre über mindestens 100 Erdradien mit einer zylindrischen Form mit einem Durchmesser von etwa 60 Erdradien in den der Sonne abgewandten Raum reicht. Die Konfiguration der Geomagnetosphäre wird durch den Fluss des Sonnenwindes bestimmt. Der Erdkörper macht seine tägliche Rotation, wodurch die der Sonne zugewandte Grenze der Magnetosphäre am lokalen Mittag über unseren Köpfen liegt, und wir um Mitternacht im Zenit in Richtung des Schweifes der Geomagnetosphäre schauen. Da die Dipolachse gegenüber der Rotationsachse der Erde geneigt ist, variiert das Erdmagnetfeld auf eine komplexe Art und Weise an einem fixen Standort, auch wenn die Bedingungen des Sonnenwindes stabil sind. Der sich zeitlich verändernde Sonnenwind führt zu weiteren Variationen des Erdmagnetfeldes, wie weiter unten beschrieben wird.

Geladene Teilchen und Magnetfelder

Die Bahn eines elektrisch geladenen Teilchens wird in einem Magnetfeld gekrümmt. Die magnetische Kraft wirkt rechtwinklig zur Magnetfeldrichtung und zum Geschwindigkeitsvektor des Teilchens. Ein geladenes Teilchen, welches sich längs eines statischen homogenen Magnetfeldes bewegt, wird keine Kraft durch das Magnetfeld erfahren. Wenn das geladene Teilchen sich aber in einer Ebenen senkrecht zu den Feldlinien bewegt, wird es durch die Kräfte des Magnetfeldes auf eine Kreisbahn gezwungen. Im allgemeinen Fall ist die Bahnbewegung des geladenen Teilchens (z.B. Proton) eine Kombination aus der gleichförmigen Bewegung längs dem Magnetfeld und einer Kreisbewegung senkrecht dazu, eine spiralförmige Trajektorie.

Die schematische Darstellung zeigt, wie ein Proton eine Magnetfeldlinie umkreist. Der Radius der Kreisbahn hängt von der Magnetfeldstärke und der Energie des Teilchens ab: je stärker das Magnetfeld und je kleiner die Energie des Teilchens sind, desto kleiner ist der Radius der Kreisbahn. Wenn das Magnetfeld schwach ist oder die Teilchenenergie sehr hoch ist, dann spürt das Teilchen das Magnetfeld kaum und es wird sich nahezu gradlinig fortbewegen. Elektronen werden wegen der negativen Ladung in die entgegengesetzte Richtung abgelenkt als das positiv geladene Proton. Wegen ihrer kleineren Masse (die Masse des Proton ist etwa 1800 mal grösser als die Masse des Elektrons) ist bei gleicher Geschwindigkeit der Radius der Kreisbahn bei einem Elektron kleiner als derjenige eines Protons.

Eine mathematische Beschreibung dieses Problems findet sich hier. Mit Trajektorien von geladenen Teilchen in Magnetfeldern kann unter der Seite des Space Weather Centers gespielt werden.

Geladene Teilchen und Magnetfelder

Wir können die oben beschriebene Argumentation benützen, um zu verstehen, wie kosmische Strahlungsteilchen sich verhalten, wenn sie sich durch die Magnetosphäre der Erde bewegen. Die schematische Darstellung links zeigt einen Schnitt durch die Erde in der geomagnetischen Äquatorebene, wie er durch einen Beobachter über dem Nordpol gesehen wird. In dieser Graphik ist das Magnetfeld durch blaue Kreise gekennzeichnet. Der Punkt bedeutet, dass die Magnetfeldrichtung aus der Zeichnungsebene heraus in Richtung des Betrachters zeigt. Um die Erklärungen einfach zu halten, nehmen wir an, dass die kosmischen Strahlungsteilchen sich in der geomagnetischen Äquatorebene durch den absolut leeren Raum bewegen, bevor sie auf die Geomagnetosphäre treffen. Natürlich ist auch ausserhalb des Erdmagnetfeldes im interplanetaren Raum ein Magnetfeld vorhanden, aber dieses ist viel schwächer als das Erdmagnetfeld, und es braucht deshalb hier nicht berücksichtigt zu werden.

In der Graphik sind drei Typen von Bahnen eingezeichnet. Die einfallenden Teilchen besitzen unterschiedliche Energien:

Wenn das einfallende kosmische Strahlungsteilchen eine sehr hohe Energie aufweist, dann wird es sich durch die Magnetosphäre praktisch auf einer geraden Linie bis zur Atmosphäre bewegen.

Wenn die Energie zu tief ist (E < E0), dann wird die Teilchenbahn durch das Magnetfeld in einen Halbkreis mit einem so kleinen Radius gebogen, dass das Teilchen die Atmosphäre gar nicht erreichen wird. Es wird eine halbe Kreisbahn durchlaufen und wird dann die Geomagnetosphäre wieder gegen aussen verlassen. Das bedeutet es wird in den interplanetaren Raum zurückgeworfen.

Teilchen mit dazwischenliegenden Energien erreichen die Atmosphäre auf einer gekrümmten Bahn. Die Bahnkrümmung ist um so stärker, je tiefer die Teilchenenergie ist - bis hinunter zur geomagnetischen Grenzenergie E0 unter der keine Teilchen mehr Zugang zur Atmosphäre erhalten.

Wie die Trajektorien verlaufen hängt von der geomagnetischen Breite und dem Einfallswinkel, unter dem die kosmischen Strahlungsteilchen in die Magnetosphäre einfallen, ab. Um die Pole gibt es kleine Regionen, wo die Magnetfeldlinien mehr oder weniger radial verlaufen. Wenn die Teilchen in diesen Gebieten radial einfallen, dann haben sie ungehinderten Zugang zur Atmosphäre. Wenn die Bahnen der kosmischen Strahlungsteilchen dagegen in der äquatorialen Ebene liegen, dann treffen sie auf die Magnetosphäre, wo die Abschirmung das Magnetfeld am effektivsten ist und wo die Grenzenergie E0 am höchsten ist. Teilchen mit Energien knapp über der Grenzenergie können eine sehr komplexe Bahn aufweisen, bevor sie die Atmosphäre erreichen. Die Figur links (MAGNETOCOSMICS code, L. Desorgher, Univ. Bern) zeigt berechnete Trajektorien für verschiedene Energien, wobei die Teilchenenergie für die Bahnen von (1) bis (5) abfällt. Die Bahn (5) zeigt die komplexe Trajektorie eines Teilchens in der Magnetosphäre nahe an der Grenzenergie.

Die komplexen Teilchentrajektorien in der Magnetosphäre müssen bei der Interpretation von kosmischen Strahlungsmessungen auf der Erde berücksichtigt werden. Kosmische Strahlungsdetektoren wie Neutronenmonitore weisen alle Teilchen oberhalb der Grenzenergie E0 nach, wobei E0 durch den Standort des Detektors sowie vom aktuellen Zustand des Erdmagnetfeldes bestimmt wird. Am wichtigsten sind die kosmischen Strahlungsteilchen die senkrecht in die Atmosphäre einfallen. Teilchen, die die Atmosphäre aus einem schiefen Winkel treffen, produzieren weniger sekundäre Teilchen, die auf dem Erdboden detektiert werden können, da sie einen längeren Weg durch die Atmosphäre zurücklegen müssen und deshalb stärker absorbiert werden. Die Zeichnung zeigt, dass für an einem festen Ort senkrecht in die Atmosphäre einfallende kosmische Strahlung die Ankunftsrichtung ausserhalb der Magnetosphäre von ihrer Energie abhängt: je tiefer die Energie ist, desto grösser ist der Winkel zwischen der Einfallsrichtung in die Magnetosphäre und der radialen Richtung am Einfallsort in die Atmosphäre. In der äquatorialen Ebene kommen die Teilchen mit abnehmender Teilchenenergie immer mehr aus östlicher Richtung. Ein detailliertere Behandlung der Einfallsrichtungen in die Magnetosphäre ist hier zu finden.

Eine Karte mit Grenzenergien wird in nahezu Echtzeit durch die Universität Bern berechnet. Ein Beispiel einer solchen Karte ist in der nebenstehenden Figur abgebildet. Die rote Farbe auf der Karte in Polnähe zeigt Gebiete, wo Protonen mit Energien unterhalb von 125 MeV die Atmosphäre (20 km über Grund) von ausserhalb der Magnetosphäre erreichen können, während Energien oberhalb 15 GeV (grüne Farbe) um den Äquator über dem südlichen Teil von Asien benötigt werden. Die Kontourlinien von gleichen Grenzenergien sind gekrümmt, da die Achse des terrestrischen Magnetfeldes bezüglich der Erdrotationsachse geneigt ist. Allgemein kann festgestellt werden, dass bei der Annäherung an den magnetischen Äquator die benötigte Minimalenergie für das Erreichen der Atmosphäre durch die kosmischen Strahlungsteilchen ansteigt. Die Grenzenergie ist über dem südlichen Teil Asiens höher, da der magnetische Dipol im Erdinnern etwas zum Erdzentrums verschoben liegt, näher zum südlichen Teil Asiens und entsprechend etwas entfernter vom westlichen Teils des atlantischen Ozeans.

Das Erdmagnetfeld zeigt zwei Arten von Effekten, die für die Beobachtung der kosmischen Strahlung mit Neutronenmonitoren wichtig sind:

die Grenzenergie,

die asymptotische Richtung der einfallenden Teilchen.

Beide hängen vom geographischen Standort eines Neutronenmonitors ab. Wenn die Messungen von verschiedenen Neutronenmonitorstationen kombiniert werden, so können deshalb Informationen über das Energiespektrum der einfallenden kosmischen Strahlung und über die Flussrichtung der Teilchen in Erdnähe aber ausserhalb der Geomagnetosphäre abgeleitet werden.

Die zeitlich veränderliche Magnetosphäre

Wir haben hier gesehen, dass der Sonnenwind nicht ein stationärer Fluss aufweist. Der Sonnenwind hat eine langsame und eine schnelle Komponente, und zusätzlich zeigt der Sonnenwind Störungen durch koronale Massenauswürfe. Alle diese Eigenheiten beeinträchtigen die Magnetosphäre der Erde, denn sie verursachen den zeitlich und örtlich veränderlichen Druck des Sonnenwindes auf das Erdmagnetfeld. Während die Grenzschicht der Magnetosphäre auf der der Sonne zugewandten Seite während ruhigen Zeiten etwa zehn Erdradien über dem Erdboden liegt, kann diese Grenzschicht bis auf sechs Erdradien an die Erde herankommen, wenn die Magnetosphäre durch ein kräftiges interplanetares Ereignis getroffen wird. Das schwache interplanetare Magnetfeld, welches gewöhnlich verschieden ist vom Erdmagnetfeld, kann unter gewissen Umständen eine magnetische Rekonnektion mit dem Erdmagnetfeld machen, wodurch die Teilchen des Sonnenwindes in die Geomagnetosphäre eindringen. Die veränderlichen Sonnenwindbedingungen verändern deshalb die Konfiguration der Geomagnetosphäre und dadurch auch die Bedingungen, unter welchen die kosmischen Strahlungsteilchen die Atmosphäre erreichen können.

Kosmische Strahlung und die Atmosphäre

Wenn ein kosmisches Strahlungsteilchen in die Erdatmosphäre eindringt, so stösst es mit zunehmender atmosphärischer Tiefe auf eine zunehmende Anzahl Atome und Moleküle, insbesondere Stickstoff und Sauerstoff. Früher oder später wird es zu einer Kollision des kosmischen Strahlungsteilchen mit einem Atom oder einem Molekül kommen. Dabei kann die Wechselwirkung mit der Elektronenhülle eines Atoms (Durchmesser: 10⁻¹⁰ m) oder mit dem sehr viel kleineren Atomkern (Durchmesser: 10⁻¹⁴ m) erfolgen.

Wegen der verschiedenen Grössen und dem unterschiedlichen Wechselwirkungsbereich werden sich die meisten Kollisionen mit der Elektronenhülle ereignen, dabei werden die Elektronen durch das elektrische Feld der kosmischen Strahlung aus der Hülle gerissen und das Atom oder Molekül wird ionisiert. Da die elektromagnetische Wechselwirkung eine grosse Reichweite aufweist, ist die Ionisation häufig, jedoch ist der Energieverlust des einfallenden Protons in einer einzelnen Wechselwirkung gering und spielt in der hohen Atmosphäre keine relevante Rolle.

Die Wechselwirkung eines hochenergetischen Nukleons mit einem Atomkern

Die Wechselwirkungen mit den Atomkernen verursachen eine Vielzahl von Phänomen und neuen Teilchen, welche durch die Untersuchung der kosmischen Strahlung entdeckt wurden und welche heute in grossen Teilchenbeschleunigern detaillierter untersucht werden. Nukleare Wechselwirkungen haben eine sehr viel kleinere Reichweite, die vergleichbar ist mit der Dimension eines Atomkerns. Kernwechselwirkungen ereignen sich deshalb viel seltener verglichen mit der Ionisation. Die Kernwechselwirkung beeinträchtigt das einfallende Teilchen und zerstört den Targetkern.

Ein schöne Möglichkeit die Kernwechselwirkungen sichtbar zu machen, ist Betrachtung der Spuren von geladenen Teilchen in einer speziellen Art von Fotoemulsion. Auf dem Weg des ionisierenden Teilchens durch die Fotoemulsion wird das Silberbromid Molekül angeregt. Wenn die Fotoplatte anschliessend entwickelt wird, wird die Spur des Teilchens durch die Emulsion sichtbar. Die nebenstehende Figur zeigt ein Beispiel einer solchen Foto (von E. Fermi, Nuclear Physics, Fig. X.4a, University of Chicago Press 1950). Wir sehen, dass verschiedene Spuren von einem Punkt, dem Targetkern, ausgehen. Das Projektil war in diesem Fall ein Proton mit einer Energie von etwa 5 GeV, d.h. das Proton bewegte sich mit 98% der Lichtgeschwindigkeit. Die Spur des einfallenden Protons ist die vertikale Spur in der oberen Hälfte der Fotografie, mit "A" bezeichnet. Die dünnen Linien, welche vom Targetkern innerhalb eines engen Kegels um die Richtung des einfallenden hochenergetischen Protons nach unten zeigen, sind die Spuren der bei der Kernwechselwirkung erzeugten Teilchen. Die Spuren werden durch Pionen und hochenergetische Protonen hervorgerufen, dabei werden die Protonen im Targetkern durch das Projektil angestossen. Da sich die produzierten sekundären Teilchen sehr schnell bewegen, sind die Distanzen zwischen den empfindlich gemachten Silberbromid Molekülen sehr gross und dadurch sind die Spuren auf der Foto nur sehr schwach. Die drei dicken schwarzen Linien sind die Spuren von langsamen Protonen, die in willkürlichen Richtungen aus dem Targetkern ausgeworfen wurden.

Diese Darstellung zeigt zwei Arten von Wechselwirkungen:

Wenn die Energie des einfallenden Teilchens hoch genug ist, können durch das Projektil ein oder zwei einzelne Nukleonen im Targetkern getroffen werden. Entweder wird dann bei der Kollision das gestossene Nukleon unmittelbar aus dem Atomkern gestossen (knock-on Nukleon), oder aber es wird ein anderes energetisches Teilchen erzeugt, ein Pion. Diese Teilchen verlassen den Kern mit Energien bis zu derjenigen des einfallenden Teilchens. Falls die Kollision nahe am vorderen Ende des Kerns stattfindet und wenn die Teilchen genügend Energie aufweisen, können sie weitere Nukleonen im Kern anstossen: es wird eine Mini-Kaskade im Kern erzeugt. Diese Teilchen bewegen sich im Wesentlichen in der gleichen Richtung wie das ursprünglich einfallende hochenergetische Teilchen (Impulserhaltung). All diese Prozesse laufen sehr rasch ab. Die Zeitdauer ist vergleichbar mit der Zeit, die das einfallende Teilchen braucht, um eine Strecke von der Dimension eines Atomkerns zu durchlaufen (Durchmesser eines Atomkerns: 10⁻¹⁴ m, Geschwindigkeit ist nahezu Lichtgeschwindigkeit: 3x10⁸ m/s, dies ergibt eine Zeit von 10⁻²² s). Diese Zeit wird Kaskadenphase (engl. cascade phase) der Wechselwirkung genannt.

Das ursprüngliche kosmische Strahlungsnukleon oder seine Bruchstücke, die im Kern zurückbleiben, haben immer noch etwas Energie nach der Kollision, welche sie mit den Komponenten des übrigbleibenden Kerns teilen. Der Targetkern (Zwischenkern (engl. compound nucleus)) befindet sich dann in einem angeregten Zustand. Der Kern gibt diese überschüssige Energie nach etwa 10⁻¹⁶s (was eine Million mal länger ist als die Zeit, die benötigt wird um ein Teilchen in einer Kollision während der Kaskadenphase direkt auszustossen!) durch Aussenden von Gammastrahlung (elektromagnetische Strahlung) oder weiteren Nukleonen ab. Die zeitlich verzögerte Emission kommt daher zustande, weil die Elemente des übrigbleibenden Kerns anfänglich zu wenig Energie haben, um diesen verlassen zu können. Aber durch den kontinuierlichen Energieaustausch untereinander (wie Moleküle in einem Gas oder einer heissen Flüssigkeit durch kontinuierliche gegenseitige Kollisionen) kann eines der Elemente genügend Energie erlangen, um den Kern verlassen zu können. Der Prozess, bei dem ein leichter Kern oder ein Nukleon den Restkern verlassen kann, wird Verdampfung (engl. boil off or evaporate) genannt. Verdampfungsnukleonen verlassen den Kern in einer beliebigen Richtung. Die Energie des Verdampfungsnukleons beträgt einige MeV. Dieser zweite Teil der Kernwechselwirkung wird Entregungsphase (engl. de-excitation phase) oder Verdampfungsphase (engl. evaporation phase) genannt.

Die Kaskade der kosmischen Sekundärstrahlung in der Atmosphäre

Wenn das einfallende kosmische Strahlungsteilchen mit einem Atom oder einem Molekül der Atmosphäre wechselwirkt, so werden eine Vielzahl von sekundären Teilchen erzeugt. Wenn das einfallende Teilchen ein schweres Ion ist, dann wird es in leichtere Kerne, einzelne Protonen oder Neutronen zerfallen. Alle diese sekundären Teilchen werden sich weiter nach unten fortbewegen und können dabei weitere Wechselwirkungen mit Luftmolekülen machen. Eine Kaskade der kosmischen Sekundärstrahlung wird erzeugt. Je tiefer die Teilchen in die Atmosphäre eindringen, desto mehr Energie verlieren sie. Das primäre kosmische Strahlungsteilchen muss eine minimale Energie von etwa 450 MeV besitzen, um eine genügend grosse Anzahl an sekundären Teilchen zu erzeugen, die den Erdboden auf Höhe des Meeresspiegels erreichen können. Um auch sekundäre Teilchen von primären kosmischen Strahlungsteilchen mit tieferen Energien nachzuweisen, muss man die geeigneten Detektoren auf hohen Bergen stationieren oder an Bord von Flugzeugen, Ballonen oder Raumfahrzeugen.

Eine Kaskade der kosmischen Sekundärstrahlung ist in obenstehender Figur dargestellt. Die schematische Abbildung der Kaskade ist aus Simpson et al. (1953, Phys. Review 90, 934).

Im Folgenden betrachten wir die einzelnen Wechselwirkungen vom ersten Zusammenstoss bis zur Ankunft der Zerfallsprodukte auf dem Erdboden:

Bei den Zusammenstössen der primären kosmischen Strahlungsteilchen mit den Kernen der Atmosphäre werden geladene (π±) und neutrale (π0) Pionen erzeugt, d.h. Teilchen mit Massen zwischen derjenigen des Elektrons und derjenigen des Protons. Diese Teilchen sind instabil: neutrale Pionen zerfallen in Gammastrahlung Photonen (γ), welche Elektronen-Positronen Paare (e±) produzieren können; geladene Pionen zerfallen in Müonen (μ±), welche ebenfalls Elektronen und Positronen erzeugen können. Einige Müonen können eine Kernwechselwirkung eingehen und Neutronen (n) produzieren.

Ein anderer Zweig von Reaktionen erzeugt schnelle Nukleonen, Neutronen (N) und Protonen (P), mit einem breiten Energiespektrum, welches bis zur Energie des einfallenden Nukleons reicht. Wenn die Projektilteilchen genügend Energie besitzen, können sie mit Kernen der Luft wechselwirken. Bei jeder Kernwechselwirkung werden auch Verdampfungsnukleonen erzeugt, beides, Neutronen (n) und Protonen (p) mit Energien bis zu einigen MeV (n,p - klein geschrieben, um zu zeigen, dass diese Teilchen eine relativ tiefe Energie besitzen).

Die in der Kaskade produzierten Teilchen wechselwirken alle mehr oder weniger mit der Atmosphäre. Müonen wechselwirken am wenigsten häufig und deshalb ist ihr Fluss auf Meereshöhe am grössten. Verdampfungsprotonen und -neutronen kollidieren mit Kernen in der Atmosphäre und verlieren dabei ihre Energie. Protonen verlieren auch Energie durch Ionisation, wogegen Neutronen nicht ionisieren können. Deshalb erleiden die Protonen einen grösseren Energieverlust in der Atmosphäre als die Neutronen und sind deshalb bei Energien unterhalb 2 GeV auf Meereshöhe weit weniger häufig als Neutronen.

Elektromagnetische Wellen und Elektronen sind die dritte Komponente in der sekundären kosmischen Strahlung, die auf dem Erdboden beobachtet werden kann.

Erdgestützte kosmische Strahlungsdetektoren können in Untergruppen unterteilt werden, je nachdem auf welche der drei Komponenten sie empfindlich sind: Nukleonenkomponente (Protonen und Neutronen), Mesonenkomponente (Müonen) und elektromagnetische Komponente (Photonen, Elektronen usw.). Neutronenmonitore detektieren die Nukleonenkomponente, d.h. Neutronen (N) und Protonen (P), durch die Produktion von Neutronen (n) im Neutronenerzeuger aus Blei des Neutronenmonitors. Damit die Verdampfungsnukleonen n und p, welche in der Atmosphäre und im Material in unmittelbarer Nähe des Neutronenmonitors erzeugt werden, nicht detektiert werden, ist das Zählrohr im Neutronenmonitor durch Moderatormaterial umgeben und verhindert so, dass diese tiefenergetischen Neutronen detektiert werden.

# data[].attributes.attachment_link.title
Die kosmische Strahlung und die Erde | NMDB

# data[].attributes.attachment_link.description
Auf ihrem Weg zur Erde begegnen die kosmischen Strahlungsteilchen dem Erdmagnetfeld und falls sie dieses durchdringen können, treffen sie auf die Erdatmosphäre. Das Erdmagnetfeld wird durch Stromsysteme innerhalb der Erde (inneres Magnetfeld) und durch verschiedene Stromsysteme in der Magnetosphäre (äusseres Magnetfeld) generiert.

# data[].attributes.headline
Schwarze Löcher oder Supernovae, Sonnenwinde

# data[].attributes.subject
Schwarze Löcher oder Supernovae, Sonnenwinde

# data[].attributes.body
Photonen haben ca. 1 eV
in den größten irdischen Beschleunigern (CERN) 10^12eV
energiereichste Teilchen der kosmischen Strahlung 10^15 bis 10^21eV

# data[].attributes.body
Pionen -> Myonen -> Neutrinos + Elektron/Positron

0-Pion -> 2 Photonen

# data[].attributes.headline
Entstehen in der Sonne und anderen Sternen sowie bei schwarzen Löchern und Supernovae

# data[].attributes.subject
Entstehen in der Sonne und anderen Sternen sowie bei schwarzen Löchern und Supernovae

# data[].attributes.headline
Meereshöhe gering 0,3mSv, Flugzeug deutlich mehr 44mSv, 12km Höhe 52mSv pro Jahr, 0,8 mSv pro Tag ISS

# data[].attributes.subject
Meereshöhe gering 0,3mSv, Flugzeug deutlich mehr 44mSv, 12km Höhe 52mSv pro Jahr, 0,8 mSv pro Tag ISS