Rayonnement cosmique
Le rayonnement cosmique fait référence aux sources de rayonnement sous la forme de rayons cosmiques provenant du Soleil ou de l’espace extra-atmosphérique. La terre a toujours été bombardée par des particules à haute énergie provenant de l’espace extra-atmosphérique qui génèrent des gerbes de particules secondaires dans la basse atmosphère. Les particules chargées (en particulier les protons à haute énergie) du soleil et de l’espace extra-atmosphérique interagissent avec l’atmosphère terrestre et le champ magnétique pour produire une douche de rayonnement (c’est-à-dire une douche d’air), généralement un rayonnement bêta et gamma. Si vous vivez à des altitudes plus élevées ou si vous êtes un passager fréquent des compagnies aériennes, cette exposition peut être considérablement plus élevée, car l’atmosphère est plus fine ici. Les effets du champ magnétique terrestredétermine également la dose de rayonnement cosmique.
Au niveau du sol, les muons, avec des énergies pour la plupart comprises entre 1 et 20 GeV, contribuent à environ 75 % du débit de dose absorbée dans l’air libre. Le reste provient des électrons produits par les muons ou présents dans la cascade électromagnétique. La dose annuelle de rayons cosmiques au niveau de la mer est d’environ 0,27 mSv (27 mrem).
Composition du rayonnement cosmique
Le rayonnement cosmique primaire consiste en un mélange de protons de haute énergie (~87%), de particules alpha (~11%), d’électrons de haute énergie (~1%) et d’une trace de noyaux plus lourds (~1%). L’énergie de ces particules est comprise entre 108 eV et 1020 eV. Une très petite fraction sont des particules stables d’ antimatière, telles que des positrons ou des antiprotons. La nature précise de cette fraction restante est un domaine de recherche active.
Par la suite, un grand nombre de particules secondaires, en particulier des neutrons et des pions chargés, sont produits à la suite des interactions entre les particules primaires et l’atmosphère terrestre. Étant donné que les pions sont des particules subatomiques à courte durée de vie, la désintégration ultérieure des pions entraîne la production de muons de haute énergie. Au niveau du sol, les muons, avec des énergies pour la plupart comprises entre 1 et 20 GeV, contribuent à environ 75 % du débit de dose absorbée dans l’air libre. Le débit de dose du rayonnement cosmique varie dans différentes parties du monde et dépend fortement du champ géomagnétique , de l’ altitude et du cycle solaire. Le débit de dose de rayonnement cosmique dans les avions est si élevé que, selon le rapport UNSCEAR 2000 des Nations Unies, les membres du personnel navigant des compagnies aériennes reçoivent en moyenne plus de dose que tout autre travailleur, y compris ceux des centrales nucléaires.
Nous devons également inclure les neutrons au niveau du sol. Les rayons cosmiques interagissent avec les noyaux dans l’atmosphère et produisent également des neutrons de haute énergie. Selon l’UNSCEAR, la fluidité des neutrons est de 0,0123 cm-2s-1 au niveau de la mer pour une latitude géomagnétique de 45 N. Sur cette base, la dose annuelle efficace des neutrons au niveau de la mer et à 50 degrés de latitude est estimée à 0,08 mSv (8 mrem). Il convient de noter qu’à proximité d’objets plus gros et plus lourds, par exemple des bâtiments ou des navires, le flux de neutrons est plus élevé. Cet effet est connu sous le nom de «signature neutronique induite par les rayons cosmiques» ou «effet de navire».« comme il a été détecté pour la première fois avec des navires en mer. Les rayons cosmiques créent des gerbes dans l’atmosphère qui comprennent un large spectre de neutrons secondaires, de muons et de protons. Les neutrons secondaires peuvent être d’une énergie très élevée et peuvent induire des événements de spallation dans les matériaux au sol Par conséquent, à proximité d’objets plus gros et plus lourds, ces multiples neutrons produits lors d’événements de spallation sont appelés neutrons «d’effet de navire».
Les neutrons produits dans la haute atmosphère sont également responsables de la génération de carbone 14 radioactif, qui est le radionucléide cosmogénique le plus connu. Le carbone 14 se forme en continu dans la haute atmosphère par l’interaction des rayons cosmiques avec l’azote atmosphérique. En moyenne, un seul sur 1,3 x 1012 atomes de carbone dans l’atmosphère est un atome radioactif de carbone 14. Ainsi, toutes les substances biologiques vivantes contiennent la même quantité de C-14 par gramme de carbone, soit 0,3 Bq d’activité carbone-14 par gramme de carbone. Tant que le système biologique est vivant, le niveau est constant en raison de l’apport constant de tous les isotopes du carbone. Lorsque le système biologique meurt, il cesse d’échanger du carbone avec son environnement et, à partir de ce moment, la quantité de carbone 14 qu’il contient commence à diminuer à mesure que le carbone 14 subit une désintégration radioactive.
Énergie des rayons cosmiques
On a observé que les énergies des rayons cosmiques à ultra-haute énergie (UHECR) les plus énergétiques approchent 3 x 1020 eV, soit environ 40 millions de fois l’énergie des particules accélérées par le Large Hadron Collider. L’origine des particules à haute énergie vient de l’espace extra-atmosphérique. On suppose que les particules d’une énergie allant jusqu’à environ 1015 eV proviennent de notre propre galaxie, alors que celles dont les énergies sont les plus élevées ont probablement une origine extragalactique.
Classification du rayonnement cosmique
Le rayonnement cosmique peut être divisé en différents types selon son origine. Il existe trois sources principales de tels rayonnements:
- Rayonnement Cosmique Solaire. Le rayonnement cosmique solaire fait référence aux sources de rayonnement sous la forme de particules de haute énergie (principalement des protons) émises par le soleil, principalement lors d’événements de particules solaires (SPE).
- Rayonnement cosmique galactique. Le rayonnement cosmique galactique, GCR, fait référence à des sources de rayonnement sous la forme de particules de haute énergie provenant de l’extérieur du système solaire, mais généralement de l’intérieur de notre galaxie, la Voie lactée.
- Rayonnement des ceintures de rayonnement de la Terre (ceintures de van Allen). Les ceintures de rayonnement de Van Allen sont des zones de particules de haute énergie (en particulier des protons) piégées par le champ magnétique terrestre.
Rayonnement cosmique galactique
Rayonnement cosmique galactique, GCR, fait référence aux sources de rayonnement sous la forme de particules de haute énergie provenant de l’extérieur du système solaire. Les GCR sont des noyaux à haute énergie dont tous les électrons environnants ont été arrachés lors de leur passage à grande vitesse à travers la galaxie. L’incident GCR sur la haute atmosphère consiste en une composante nucléonique, dont l’agrégat représente 98% du total (2% sont des électrons). La composante nucléonique est alors constituée d’un mélange de protons de haute énergie (~86%), de particules alpha (~12%) et d’une trace de noyaux plus lourds (~1%). Les GCR sont piégés par le champ magnétique galactique, ils ont donc probablement été accélérés au cours des derniers millions d’années et ont voyagé plusieurs fois à travers la galaxie. Leur mécanisme d’accélération est incertain, mais l’un des mécanismes possibles est que la particule est accélérée par des ondes de choc se propageant à partir de supernovas. L’énergie de ces particules varie entre 108 eV et 1020 eV. Une très petite fraction sont des particules stables d’antimatière, telles que des positrons ou des antiprotons.
La nature précise de cette fraction restante est un domaine de recherche active. Le taux de fluence GCR varie avec l’activité solaire, étant plus faible lorsque l’activité solaire est plus élevée. Aux minimums solaires, en raison d’une protection contre le champ magnétique solaire plus faible, la fluence est nettement plus élevée qu’au maximum solaire.
Rayonnement cosmique solaire – Événement de particules solaires
Le rayonnement cosmique solaire fait référence aux sources de rayonnement sous la forme de particules de haute énergie (principalement des protons) émises par le Soleil, principalement lors d’événements de particules solaires (SPE). Le rayonnement solaire incident sur la haute atmosphère est constitué majoritairement de protons (99%), avec des énergies généralement inférieures à 100 MeV. Les événements de particules solaires, par exemple, se produisent lorsque les protons émis par le Soleil sont accélérés soit à proximité du Soleil lors d’une éruption, soit dans l’espace interplanétaire par des chocs d’éjection de masse coronale. Notez que le Soleil a un cycle de 11 ans, qui culmine par une augmentation spectaculaire du nombre et de l’intensité des éruptions solaires, en particulier pendant les périodes où il y a de nombreuses taches solaires.
Le rayonnement solaire est un risque de rayonnement important pour les engins spatiaux et les astronautes, produit également des débits de dose importants à haute altitude, mais seuls les rayonnements les plus énergétiques contribuent aux doses au niveau du sol. A noter que, quiconque aurait été à la surface de la Lune lors d’une éruption solaire particulièrement violente en 2005 aurait reçu une dose létale.
Rayonnement des ceintures de rayonnement de la Terre – Ceintures de Van Allen
Les ceintures de rayonnement de Van Allen sont des zones de particules de haute énergie (en particulier des protons) piégées par le champ magnétique terrestre. La plupart de ces particules à haute énergie proviennent du vent solaire, qui ont été capturées et maintenues autour d’une planète par le champ magnétique terrestre. La ceinture de van Allen est formée comme un tore au-dessus de l’équateur. Il existe deux ceintures de rayonnement de van Allen, une ceinture interne centrée à environ 3 000 kilomètres et une ceinture externe centrée à environ 22 000 kilomètres de la surface de la Terre. Il contient principalement des protons énergétiques dans la gamme 10-100 MeV.
Les engins spatiaux voyageant au-delà de l’orbite terrestre basse entrent dans la zone de rayonnement des ceintures de Van Allen. Au-delà des ceintures, ils sont confrontés à des dangers supplémentaires liés aux rayons cosmiques et aux événements de particules solaires. Une région entre les ceintures intérieure et extérieure de Van Allen se situe entre deux et quatre rayons terrestres et est parfois appelée la «zone de sécurité».
Débit de dose en avion – Rayonnement en vol
L’exposition au rayonnement cosmique augmente rapidement avec l’altitude. En vol, il faut tenir compte de deux sources principales de rayonnement naturel: les rayons cosmiques galactiques qui sont toujours présents et les événements de protons solaires, parfois appelés événements de rayons cosmiques solaires (SCR), qui se produisent sporadiquement. Le débit de dose du rayonnement cosmique varie dans différentes parties du monde et dépend fortement du champ géomagnétique, de l’altitude et du cycle solaire. Le champ de rayonnement aux altitudes des avions se compose de neutrons, de protons et de pions. En vol, les neutrons contribuent pour 40 à 80 % de la dose équivalente, en fonction du champ géomagnétique, de l’altitude et du cycle solaire. Le débit de dose de rayonnement cosmique dans les avions est si élevé (mais pas dangereux) que, selon le rapport UNSCEAR 2000 des Nations Unies, les membres du personnel navigant des compagnies aériennes reçoivent en moyenne plus de dose que tout autre travailleur, y compris ceux des centrales nucléaires.
Le débit de dose au niveau du sol est en moyenne d’environ 0,10 μSv/h, mais à l’altitude de vol maximale (8,8 km ou 29 000 pieds), il peut atteindre environ 2,0 μSv/h (ou même des valeurs plus élevées). Un débit de dose de 4 μSv/h peut être utilisé pour représenter le débit de dose moyen pour tous les vols long-courriers (en raison des altitudes plus élevées). Il faut ajouter que pour des avions supersoniques comme le Concorde, qui pouvaient effectuer un vol transatlantique en 3,5 heures, le taux d’exposition (environ 9 μSv/h) à leur altitude de 18 km était suffisamment augmenté pour entraîner la même exposition aux rayons cosmiques par traversant comme pour les jets conventionnels circulant sur environ 8 km.
Blindage du rayonnement cosmique
Le champ magnétique terrestre fournit un bouclier de rayonnement vital de rayonnement cosmique. En plus d’une atmosphère protectrice, nous avons aussi la chance que la Terre ait un champ magnétique. Le champ magnétique s’étend sur plusieurs dizaines de milliers de kilomètres dans l’espace, protégeant la Terre des particules chargées du vent solaire et des rayons cosmiques qui autrement dépouilleraient la haute atmosphère, y compris la couche d’ozone qui protège la Terre des rayons ultraviolets nocifs. Il nous protège des pleins effets du vent solaire et du GCR. Sans cette protection, la biosphère terrestre pourrait ne pas exister comme elle le fait aujourd’hui, ou serait au moins limitée au sous-sol. Le champ magnétique terrestre fournit également un bouclier anti-rayonnement aux astronautes et à l’ISS elle-même, car elle est en orbite terrestre basse.
Les calculs de la perte de dioxyde de carbone de l’atmosphère de Mars, résultant du piégeage des ions par le vent solaire, indiquent que la dissipation du champ magnétique de Mars a provoqué une perte quasi totale de son atmosphère.
Rayonnement cosmique – Est-ce dangereux ?
Nous devons souligner que manger des bananes, travailler comme équipage de vol ou vivre dans des endroits avec, augmente votre débit de dose annuel. Mais cela ne signifie pas qu’il doit être dangereux. Dans chaque cas, l’intensité du rayonnement compte également. Il est très similaire à la chaleur d’un incendie (rayonnement moins énergétique). Si vous êtes trop près, l’intensité du rayonnement thermique est élevée et vous pouvez vous brûler. Si vous êtes à la bonne distance, vous pouvez y tenir sans problème et en plus c’est confortable. Si vous êtes trop loin d’une source de chaleur, l’insuffisance de chaleur peut également vous blesser. Cette analogie, dans un certain sens, peut également être appliquée au rayonnement provenant de sources de rayonnement.
En cas de rayonnement provenant des rayons cosmiques, on parle de ce qu’on appelle les « faibles doses ». Une faible dose signifie ici de petites doses supplémentaires comparables au rayonnement de fond normal (10 µSv = dose quotidienne moyenne reçue du fond naturel). Les doses sont très très faibles et donc la probabilité d’induction d’un cancer pourrait être presque négligeable. Deuxièmement, et c’est crucial, la vérité sur les effets des rayonnements à faible dose sur la santé reste à découvrir. On ne sait pas exactement si ces faibles doses de rayonnement sont nuisibles ou bénéfiques (et où est le seuil). Le gouvernement et les organismes de réglementation supposent un modèle LNT au lieu d’un seuil ou d’une hormèse non pas parce qu’il s’agit de l’estimation la plus scientifiquement convaincante, mais parce qu’il s’agit de l’ estimation la plus prudente. Le problème de ce modèle est qu’il néglige un certain nombre de processus biologiques de défense qui peuvent être cruciaux à faibles doses . Les recherches menées au cours des deux dernières décennies sont très intéressantes et montrent que de petites doses de rayonnement administrées à faible débit stimulent les mécanismes de défense. Par conséquent, le modèle LNT n’est pas universellement accepté, certains proposant une relation dose-réponse adaptative où les faibles doses sont protectrices et les doses élevées sont préjudiciables. De nombreuses études ont contredit le modèle LNT et nombre d’entre elles ont montré une réponse adaptative à un rayonnement à faible dose entraînant une réduction des mutations et des cancers. Ce phénomène est connu sous le nom dehormèse radiative.
Voir également:
Sources
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