Entdeckt wurde die kosmische Strahlung bereits 1912. Heute weiß man, dass sie überwiegend von Supernova-Explosionen und Röntgenausbrüchen rund um Schwarze Löcher, Quasare und Neutronensterne ausgeht. Und sie ist sehr durchdringend: Sie wurde sogar in 4.000 Meter Meerestiefe nachgewiesen. Die Teilchen besitzen Energien bis zu 10 hoch 20 eV, das ist über tausendmal mehr als man in irdischen Teilchenbeschleunigern erzeugen kann.
Die primäre Strahlung aus dem All setzt sich vor allem aus Protonen (84 Prozent) und Heliumkernen (12 Prozent) zusammen; daneben einem geringen Anteil schwererer Kerne. Die meisten dieser Teilchen reagieren mit den Gasatomen in der hohen Atmosphäre und erzeugen dabei neue Strahlungsarten. Neutronen, Elektronen, Myonen, Pionen. Die kosmische Strahlung, die man auf Meeresniveau misst, besteht daher praktisch vollständig aus dieser Sekundärstrahlung.
Kosmische Strahlung
Zu Beginn des vergangenen Jahrhunderts wurde das unerwartete Phänomen der Leitfähigkeit der Luft intensiv untersucht. Bald wurde klar, dass die kurz zuvor von Henri Becquerel entdeckte Radioaktivität von Uran und anderen Gesteinen eine der Ursachen sein musste. "Dann muss dieser Effekt auf der Spitze des Eiffelturms geringer sein" dachte Theodor Wulf, kletterte 1910 mit seiner Messapparatur hoch, fand aber keine Abnahme des Effekts. Seine kühne These: Außerirdische Strahlung.
Das wollte der Österreicher Viktor Hess genauer wissen. In mehreren Ballonaufstiegen untersuchte er diese Höhenstrahlung. Der Aufstieg am 17. April 1912 fand während einer Sonnenfinsternis statt. Aber er fand dabei keine Abnahme der Strahlungsintensität. Die Sonne konnte also wohl nicht die Ursache sein, so seine Annahme. Die Ballonfahrt am 7. August 1912 bis in Höhen von 5000 m brachte dann endlich den Beweis für die Strahlung aus dem Kosmos.
Zwar ist auch die Sonne an der kosmischen Strahlung beteiligt. Aber wer bei Sonnenstrahlung nur an sichtbares oder UV-Licht denkt, der liegt falsch: Der größte Teil der Energie verlässt die Sonne in Form von Gammastrahlung und gewaltigen „Teilchenschauern”, die immer wieder aus dem Sonneninneren ausbrechen. Alle elf Jahre sind diese Ausbrüche besonders stark. Hierbei handelt es sich um gewaltige Mengen an Protonen, allerdings von relativ geringer Energie. Ein kleiner Teil davon trifft auch die Erde - genauer: Die Magnetosphäre der Erde. Und die hält diese Protonen von der Erde fern, lenkt sie quasi wie ein Spiegel um die Erde herum.
Der Satellit SOHO („Solar and Heliospheric Observatory”) von NASA und ESA fotografiert die Sonne seit über zehn Jahren dauernd auf mehreren Wellenlängen. Für einen kurzen Ausflug auf die SOHO-Webseite mit ein paar beeindruckenden Bildern von Sonneneruptionen einfach mal die untenstehenden Links anklicken. Die Bilder der "LASCO"-Kameras verdienen besondere Beachtung: Sie zeigen die Protonenstürme.
Der magnetische Raumanzug der Erde
"Schon mal was von Nord- oder Polarlichtern gehört oder sogar selbst einmal eines beim Urlaub in Skandinavien beobachtet?". Ein geheimnisvolles, flackerndes Leuchten in der Atmosphäre, bei dem große Teile des Himmels unscharf in allen möglichen Farben glühen.
Dieses Leuchten ist auf der Erde der sichtbare Beleg für den von der Sonne kommenden Teil der kosmischen Strahlung: Es wird von Protonen des Sonnenwinds hervorgerufen, die in die Atmosphäre einfallen und dort Luftteilchen anregen. Wenn die Gas-Atome wieder in den Grundzustand fallen, senden sie Licht im sichtbaren Bereich aus - Stickstoff eher blau-violett, Sauerstoff grün-rot.
Sekundärstrahlung
Bildquelle: ESA
Die Teilchen aus dem All besitzen nicht nur genug Energie, um Gasmoleküle zum Leuchten zu bringen, sie können sie sogar zertrümmern und selbst Teilchen erzeugen.
So entstehen neue Isotope wie das radioaktive Tritium oder das ebenfalls radioaktive C-14, aber auch Elektronen, Myonen, Mesonen, Neutronen und Gammaquanten. Ein Teil dieser „sekundären” Teilchen stößt auf dem Weg zum Erdboden wiederum mit Luftmolekülen zusammen. Dadurch werden zum Beispiel Elektronen, Neutronen und Gammastrahlung durch die Lufthülle effektiv abgeschirmt. Beispiel Neutronen: In 15 km Höhe machen sie noch etwa die Hälfte der Strahlendosis aus, am Boden ist ihr Beitrag verschwindend gering.
Der Hauptteil der Sekundärstrahlung am Boden – rund 90 Prozent – besteht aber aus Myonen, einem sehr kurzlebigen negativ oder positiv geladenen Elementarteilchen mit etwa der 200-fachen Elektronenmasse.
Strahlung beim Fliegen
Je höher man kommt, desto größer wird unsere Strahlendosis durch die kosmische Strahlung. In 1.000 Metern Höhe liegt sie bei 0,4 Millisievert (mSv)/a, in 3.000 Metern bei 1,1 mSv/a.
In Flugzeugen, die meist in einer Reiseflughöhe zwischen 7 und 12 Kilometer fliegen, hängt es sehr von der Flugroute ab, wie viel Strahlung man abbekommt; fliegt man in Äquatornähe, ist die Strahlung aufgrund des Erdmagnetfeldes deutlich niedriger als in Polnähe. Die Tabelle gibt einige Beispiele für Strahlenexpositionen bei Flügen (einfacher Flug).
| Strecke | Dauer | Dosis in μSv |
| Frankfurt - London |
1:40
|
4 |
| Frankfurt - Palma de Mallorca |
2:05
|
6 |
| München - Las Palmas | 4:40 | 12 |
| München - New York | 8:55 | 50 |
| Frankfurt - Vancouver | 9:50 | 65 |
| Frankfurt - Johannesburg | 10:10 | 24 |
| Frankfurt - San Francisco | 11:10 | 75 |
| Frankfurt - Sao Paulo | 11:50 | 30 |
Im Durchschnitt beträgt unsere Strahlendosis durch Flugreisen einige Mikrosievert (μSv) pro Jahr - also viel weniger als zum Beispiel bei einer typischen Röntgenaufnahme beim Arzt. Bei Raumflügen liegt die Strahlendosis übrigens viel höher: Die Astronauten, die auf dem Mond gelandet sind, erhielten Strahlendosen zwischen 5 und 15 mSv.
