Kosmische straling is een ingewikkeld onderwerp, en om dit te begrijpen moeten we eerst uitleggen wat straling is. Straling komt in allerlei vormen voor en is overal om ons heen te vinden. Het komt voor als deeltjes maar het komt ook voor als elektromagnetische straling, bijvoorbeeld licht. In sommige gevallen is de straling zichtbaar, bijvoorbeeld bij licht, in andere gevallen kan je het voelen, bijvoorbeeld bij infrarood licht. Maar andere vormen van straling, zoals gamma- en röntgenstraling, zijn niet zichtbaar en kunnen alleen met speciale apparatuur zichtbaar worden gemaakt, zoals satalieten of wolkkamers. (Rijksinstituut voor Volksgezondheid en Milieu, z.d.)
\Als kernen van deeltjes vervallen worden er verschillende ontzettend snelle kleinere deeltjes uitgezonden uit die kern, en om die deeltjes te detecteren zijn er speciale detectoren gemaakt. Deze deeltjes zijn alfa- bèta- of gammastraling. Maar het probleem met deze detectoren was dat nadat alle stralingsbronnen wegwaren uit de omgeving, er alsnog deeltjes gedetecteerd werden. Na lang onderzoek bleek dat die achtergrondruis wordt veroorzaakt door deeltjes vanuit de ruimte. Die deeltjes zijn vervolgens geplaatst onder de door Millikan bedachte naam kosmische straling. (Friedlander, 2012)
Nadat Henri Becquerel in 1896 radioactiviteit had ontdekt was de algemene consensus dat deeltjes in de lucht ioniseerden door radioactieve elementen in de aardbodem. Maar Victor Franz Hess maakte in 1912 een belangrijke ontdekking, het bleek namelijk dat naarmate de hoogte toenam, de waargenomen straling dat ook deed. Aan de hand van een experiment waarbij hij tijdens een zonsverduistering de lucht in ging toonde Hess aan dat de straling niet afkomstig kon zijn van de zon gezien de straling nog net zo intens was. Daarnaast nam de straling af tot een hoogte van 1 km, maar hierna nam die weer toe, tot wel twee keer zoveel straling op 5 km hoogte als op zeeniveau. Hess concludeerde uit zijn experimenten dat er hoogenergetische straling moest zijn die van buitenaf de atmosfeer binnen drong en daar werd tegengehouden. (Friedlander, 2012)
Kosmische straling wordt doorgaans verdeeld in twee categorieën, Galactische kosmische straling (GCR) en Solar kosmische straling (SCR). SCR komen van de zon. Dit weten we zeker, omdat de zon niet zo ver van de aarde weg is in vergelijking met andere objecten in de ruimte. Hierdoor kunnen we nauwkeurig de herkomst van deze straling retracteren naar de zon. (Li, 2023). Met minder zekerheid kunnen we vertellen waar de GCR vandaan komen. Je zou denken dat het heel makkelijk is om de origine van galactische kosmische straling te achterhalen, maar doordat kosmische straling een lading heeft is dit nog niet zo makkelijk. Door deze lading kan je niks met de invalshoek van deze deeltjes, omdat de deeltjes zeer lang onderweg zijn en afgebogen worden door elektromagnetische velden in het heelal. (Cosmic Rays - Introduction, z.d.). Toch weten we vrij zeker dat de boosdoener supernovae zijn. Dit komt doordat metingen van aanwezige straling bij supernovae dicht bij de aarde overeenkomen met metingen van de kosmische straling op aarde. (McKee, 2013) Nu is er echter nog een soort kosmische straling, de Anomalous Cosmic Rays (ACR). Als interstellaire gassen die een snelheid hebben van zo’n 25 km/s dicht bij de zon komen, ondergaan de atomen één van de twee mogelijke processen die verantwoordelijk zijn voor ACR. De ene is foto-ionisatie, dit is het fysische proces waarbij een ion wordt gevormd uit de interactie van een foton met een atoom of molecuul. Ook kan het gebeuren dat er 'Charge exchange' plaatsvindt. Dit is een proces waarbij een neutraal atoom of molecuul met een ion botst waardoor de ladingen wisselen. Je kan dit proces uitbeelden als A+ + B --> A + B+. Door deze processen worden de deeltjes geladen, en nemen de zonnewinden van de zon het mee richting de heliosfeer, over deze heliosfeer wordt later meer verteld bij de gevaren van kosmische stralingen. (University of New Hampshire)
Kosmische straling zijn deeltjes, 90% van alle kosmische straling zijn protonen (waterstof nuclei), 9% zijn helium nuclei (alfadeeltjes) en 1% bestaat uit zwaardere atoom nuclei wat tot aan uranium kan gaan. Echter zijn er ook sporenhoeveelheden aan neutronen te vinden. In GCR (galactic cosmic rays) zijn er zwaardere kernen te vinden dan in SCR (solar cosmic rays). Er zijn deeltjes gevonden die zo zwaar zijn als uranium. Als deeltjes in de buurt van de aarde komen, botsen er daar veel van met andere deeltjes in de atmosfeer wat vervolgens een cascade creëert. Zwaardere deeltjes reageren alleen eerder in de atmosfeer, deze deeltjes reageren eerder door hun grotere doorsnede, dit wordt de 'interaction cross section' genoemd, hierdoor kan het deeltje minder afstand afleggen zonder te botsen met een ander deeltje. Dit leidt ertoe dat de kans dat zo'n deeltjes de grond raakt heel klein is. (Halzen & Kheirandish, 2019). Door het botsen van het primaire deeltje deeltjes in de atmosfeer ontstaan er secundaire deeltjes. Deze secundaire deeltjes bestaan uit protonen, neutronen, positieve, neutrale en negatieve pionen, en positieve en negatieve kaonen, maar het meest voorkomende deeltje is het muon, dit is een fundamenteel deeltje. Dit betekent dat je het niet kan splitsen tot andere deeltjes, dit is ook het geval bij quarks. Kaonen en pionen zijn van deze quarks gemaakt. De gemiddelde energie van muonen die zeeniveau bereiken is ongeveer 4 GeV wat omgezet naar joule 6,4 * 10-10 is. (Autran et al., 2018) & (Sutton, 1990)
Eerst moeten we de vraag stellen, "Wat is een ster?". Je zou een ster kunnen vergelijken met een constante explosie, maar dat is geen normale explosie. Je kan het beter vergelijken met een vulkaanuitbarsting. Voor de meeste explosies zijn namelijk zuurstof nodig en dat heb je daar niet, maar wat hebben ze wel. Een ster heeft massa. De ster heeft dus ook een zwaartekracht. De zwaartekracht is ontzettend groot, zo groot dat waterstofisotopen die zich in de ster bevinden omvormen tot helium onder de extreem grote druk van de buitenste laag die naar binnen wordt getrokken. Deze reactie wordt kernfusie genoemd. Bij deze reactie komt genoeg energie vrij om de ster in evenwicht te houden. Het ontstane helium komt op dezelfde manier ook weer onder veel druk te staan. Hierdoor zal helium omvormen tot nog zwaardere atomen. Bij het ontstaan van deze atomen komt er energie vrij, die energie zorgt voor een evenwicht tussen de druk van de zwaartekracht naar binnen en die van de reactie naar buiten, zo bezwijkt de ster niet onder zijn eigen zwaartekracht. Deze reactie zal zo verdergaan tot en met alle stoffen in de kern zijn omgevormd tot ijzer. Dit metaal is bijzonder, omdat er bij de fusie van ijzer geen energie vrijkomt; in plaats daarvan is er sprake van een energie-absorptie. Bij een supernova heeft de ster te weinig energie. De dichtheid is te laag en dus zal de ster het verliezen van zijn eigen zwaartekracht en imploderen, als deze implosie de ijzeren kern raakt, zal veel energie terugkaatsen van de kern naar buiten. Deze terugkaatsing wordt een supernova genoemd. Een supernova is dus in de praktijk de overdreven dood van een ster. Dit gebeurt echter alleen bij sterren die daar groot genoeg voor waren. (Kurzgesagt, 2022) Bij de implosie van een ster ontstaat er een extreem krachtig magnetisch veld om de supernovarest, hierdoor zullen de geladen uitwerpselen van de supernova gekatapulteerd worden, waardoor ze een zeer hoge snelheid zullen bereiken. Deze deeltjes gaan bijna even snel als het licht. Om een vergelijking te geven, het licht doet er gemiddeld 215,000 jaar over om één centimeter te winnen van één van deze deeltjes. Die deeltjes kunnen vervolgens als kosmische straling op aarde komen. Zo is er bijvoorbeeld uranium te vinden op de bodem van de oceaan om deze reden. (Space.com, 2015)
In Augustus 1972 zijn ongebruikelijk hoge activiteiten van zonnewinden gemeten, in december en april waren er nog astronauten op de maan. Deze straling was zo extreem dat de astronauten, al waren ze in augustus nog op de maan, extreem ziek konden worden met mogelijk fatale gevolgen. (Svs 2019). Niettemin, als we astronauten de ruimte insturen, doen we dit in periodes waar de heliosfeer sterk is. De heliosfeer is sterker als de zonneactiviteit hoger is. Dit is een van de factoren die bepalen wanneer mensen de ruimte in worden gestuurd. (Brandt et al., 2023). Dit lijkt misschien een doodswens, maar dat is het niet, want als de activiteit van de zon hoog is, zijn er ook veel zonnewinden die zorgen dat wij een heliosfeer hebben. De heliosfeer hebben wij te danken aan geladen zonnewind die vanaf de zon ver het zonnestelsel in gaat en zo het magnetische veld van de zon met zich meedraagt. Zo ontstaat er een soort elektromagnetische bubbel ruim om het zonnestelsel heen die als een schild werkt tegen de GCR. (Heliosphere - NASA Science, z.d.). De geladen deeltjes benaderen namelijk de heliosfeer maar worden vervolgens door een Lorentzkracht om de heliosfeer heen gebogen. (Wikipedia. z.d.) Kosmisch straling heeft heel veel energie. Vooral voor astronauten is dit gevaarlijk, want zij zijn verder verwijderd van de aarde, waardoor de bescherming van de magnetosfeer van de aarde minder wordt. Dit is een probleem, want hoe zorgen we ervoor dat astronauten zo min mogelijk straling ervaren. SCR en GCR zijn antagonisten. Hiermee wordt bedoeld dat als de ene straling hoog is, de ander lager is. Als er veel activiteit van de zon is en dus meer SCR zijn er ook meer zonnewinden. En deze zonnewinden zijn belangrijk. Deze zonnewinden zorgen voor de heliosfeer, astronauten riskeren hierdoor meer SCR-straling. De straling van SCR zit tussen de tien miljoen en tien miljard eV, maar GCR heeft veel meer energie, GCR kan energieën hebben van 10 miljard tot een biljard eV. Dit is zoveel energie voor een deeltje dat je het moeilijk onder woorden kan brengen Dit lijkt misschien op het eerste gezicht niet zo dramatisch, maar dit is een maximaal verschil van 108 dit staat gelijk aan 100.000.000 of honderd miljoen keer de hoeveelheid energie van SCR vergeleken met GCR. Verder zijn er volgens Youyou Li schilden die ruimteorganisaties op hun schepen kunnen zetten die helpen tegen deze stralingen. Er zijn meerdere waarneming waar 'single upset events' (SUE) zorgen voor catastrofale gebeurtenissen. Een SUE is een gebeurtenis waarbij een enkele transistor in een computer om wordt geschakeld door bijvoorbeeld een kosmisch straling. Dit zijn kleine veranderingen, maar het kan daadwerkelijk grote gevolgen hebben. Zo kan de computer van een vliegtuig het getal voor de hoogte weergeven als de hoek waarop het vliegtuig zich op dat moment bevindt, dit is namelijk al een keer gebeurt, waardoor het vliegtuig wilde corrigeren en een snoekduik maakte. Om de kans op SUE in de ruimte te beperken, hebben ruimteschepen maar liefst vier computers aan boord. Als een enkele computer een foute waarde geeft, heeft het schip drie andere computers die deze ene computer overstemmen. Ook gebruikt NASA schilden om zijn astronauten te beschermen. Echter hoeven we ons nergens zorgen over te maken op aarde volgens een PhD-student, zij zegt dat het overgrote deel van al deze straling die als boosdoener wordt genoemd al vrij snel reageren in de atmosfeer, waardoor 'secundaire' deeltjes ontstaan. Deze zijn een stuk minder schadelijk voor ons.
Een veelgebruikte methode om leeftijden van dode organismen te onderzoeken zou niet mogelijk zijn zonder kosmische stralingen. Deze methode is koolstofdatering. Koolstofdatering is een manier waarop mensen de leeftijd van objecten en organismen op aarde kunnen bepalen. Koolstofdatering is mogelijk doordat de neutronen die door kosmische stralingen worden meegenomen reageren met stikstof in de stratosfeer. Deze neutronen reageren vervolgens met stikstof in de lucht om in koolstof-14 te vormen. Dit is een n-p reactie. Hier reageert stikstof dus met een neutron, hierbij komt een proton vrij en omdat het aantal protonen bepaalt welk atoom het is, veranderd stikstof in koolstof. (Elements of nuclear reactors, z.d.). In deze reactie staat de 14 voor de massa van het atoom, dit blijft hetzelfde, omdat neutronen en protonen praktische dezelfde massa hebben. In theorie heeft een neutron een iets grotere massa, maar in de praktijk is dit verwaarloosbaar. Deze speciale vorm van koolstof, ook wel C-14 genoemd, vormt met zuurstof radioactieve koolstofdioxide. Deze CO2 wordt constant door planten binnen opgenomen. Deze radioactieve koolstofdioxide komt dus ook in dieren en mensen terecht en wordt ook weer afgebroken. Deze afbraak gebeurt in een stabiel tempo. Als deze organismen doodgaan zullen ze geen C-14 meer binnenkrijgen. Omdat we de halveringstijd van C-14 weten, kunnen we heel nauwkeurig meten hoe lang het geleden is dat een organisme is gestorven. (Mheslinga, 2023) Door kosmische straling kunnen we beter ontdekken hoe het universum in elkaar zit, kosmische straling biedt onderzoekers een uniek inzicht in het ontstaan van het universum en haar mysteries. Want supernovae en zwarte gaten zouden niet goed onderzocht kunnen worden als kosmische straling niet zou bestaan. Ook kan kosmische straling een licht schijnen op ons onderzoek naar donkere- energieën en materie. Kosmische straling heeft invloed op astronauten en de technologie die wordt gebruikt in de ruimtevaart. Zonder deze straling zouden ontwerpers van ruimtevaartuigen minder informatie hebben over de omgeving waarmee ze rekening moeten houden bij het bouwen van veilige en duurzame ruimtevaartuigen. (Britannica, z.d.) Ook zijn er theorieën die erop wijzen dat kosmische stralingen leiden tot de vorming van wolken. Dit komt doordat uit laboratoriumonderzoek blijkt dat ionen helpen bij de condensatie en kernvorming van deeltjes die helpen bij wolkvorming, aerosoldeeltjes worden het genoemd. Echter is er disscussie omdat het onduidelijk is hoeveel van deze deeltjes overleven. (From cosmic rays to clouds, 2023)