Cursos de verano de la Universidad de Cantabria X Cursos de Medio Ambiente de Suances IV Workshop “Radiación natural y Medio Ambiente” Suances, 4-8 de Julio de 2005 Radiación natural: radiación cósmica José Carlos Sáez Vergara CIEMAT, Servicio de Protección Radiológica Avda. Complutense 22, Edif. 50, 28040 Madrid Jc.saez@ciemat.es Tel 91 346 6253 FAX 91 346 6718

Componentes de la radiación cósmica primaria La Radiación Cósmica Galáctica (GCR) se origina fuera del Sistema Solar como consecuencia de la explosión de supernovas. Se compone de protones (87%), partículas alfa (10%), electrones (2%) y nucleos pesados (<1%) con energías que varían entre los 1 y 1014 MeV. Son isotrópicos en dirección y su flujo es casi constante en el tiempo. El Viento Solar (SW) está compuesto principalmente por protones con energías por debajo de los 100 MeV, presentando una dirección dominante y variaciones periódicas de intensidad en ciclos de 11 años. Las Llamaradas Solares (Solar flare ó Solar Particle Event SPE) son impredecibles y variables en su intensidad, composición, energía (hasta 1 GeV) y duración. Sus efectos pueden apreciarse en toda la atmósfera, incluso a nivel de la superficie terrestre (Ground Level Event, GLE).

Radiación cósmica galáctica (GCR) Tras originarse en la explosión de supernovas, las partículas de la GCR deben atravesar la materia interestelar e interplanetaria e interaccionan con los campos magnéticos interestelares y solar.

La intensidad del viento solar depende de la actividad solar. Viento Solar (SW) Plasma de partículas cargadas con energías entre 10 y 100 MeV emitidas regularmente desde la Corona solar que tardan varios días en alcanzar la Tierra. El viento solar lleva consigo un campo magnético anclado en el Sol que interacciona con otros campos magnéticos estelares y planetarios. La intensidad del viento solar depende de la actividad solar.

Ciclo periódico de actividad solar Las manchas solares son intensos campos magnéticos que aparecen en la superficie solar, bloqueando la salida de energía radiante. El número de manchas solares indica la actividad solar y es aproximadamente proporcional a la intensidad del viento solar. La interacción de los CM del viento solar y de la GCR son la causa de que la actividad solar y la intensidad de la radiación cósmica en la Tierra estén en anticoincidencia.

Llamaradas solares (Solar flare, SPE ó GLE) La acumulación de cantidades enormes de energía magnética en las proximidades de las manchas solares puede suponer la liberación de energía radiante y partículas (protones) de hasta 10 GeV que pueden alcanzar la Tierra en cuestión de minutos (ondas de choque), afectando al campo geomagnético. Se producen docenas de llamaradas solares cada día pero sólo 1 ó 2 al año suponen un incremento de la radiación cósmica ionizante en la Tierra. La probabilidad de ocurrencia de llamaradas solares aumenta con la actividad solar . Efecto Forbush

Influencia de la Magnetosfera y de la Atmósfera En función de la latitud el campo magnético de la Tierra (Magnetosfera) reduce parcialmente la intensidad de la radiación cósmica primaria que alcanza la atmósfera. Las partículas de alta energía incidentes sobre la atmósfera, interaccionan con átomos y moléculas en el aire, generando una compleja familia de partículas secundarias con y sin carga que son absorbidas selectivamente al penetrar en la atmósfera. Neutrons Non Neutrons

Interacción con el campo magnético terrestre Rigidez magnética R = pc / Ze En función de la energía y dirección de la partícula existe un valor crítico de la rigidez, denominado umbral de rigidez Rc, por debajo del cual las partículas incidentes no pueden penetrar en la magnetosfera.

Umbral de rigidez y latitud geográfica Latitud geomagnética, Bm = arcsen [senl senlp + cosl coslp cos(f – fp)] lp = 79.3ºN, fp =289.89ºE son las coordenadas del polo norte geomagnético Umbral de rigidez Rc(GV) = 14.9 cos4Bm Rc = 0 GV en los polos  Máxima radiación cósmica primaria incidente Rc  15 GV en los polos  Mínima radiación cósmica primaria incidente

Interacción con la atmósfera terrestre Máximo de Pfotzer

Radiación cósmica secundaria (SCR) Atmósfera terrestre a 25 km de altitud (N2, O2, Ar...) Superficie terrestre n p+ p- p0 Neutrinos Creación de Piones Ionización directa Reacciones de espalación e- e+ e- m+ m- g AXZ m Cinturones Van Allen Reacciones nucleares:  3H, 2500 m-2· s-1  10Be, 360 m-2· s-1  14C, 22000 m-2· s-1 DURA: (50-80%) BLANDA: (10%) 2-3 pares ·cm-3·s-1 4-8 pares ·cm-3·s-1 1011 m-2·s-1 Absorción pequeña Absorción rápida Nucleidos minerales: 40K, 232Th, 238U, etc. Viento solar Flujo anisótropo E<104 GeV Radiación Cósmica Galáctica Flujo isótropo 104-1010 GeV

Sumario de influencias en la dosis debida a la radiación cósmica Altitud Latitud Actividad solar

Espectros de la radiación cósmica secundaria

Magnitudes dosimétricas Dosis Efectiva, E Órgano wT Gónadas 0.20 Médula ósea, Colon, Pulmón, Estómago 0.12 Vejiga, Mama, Hígado, Esófago, Tiroides 0.05 Piel, Superficie ósea 0.01 Resto Radiación wR Fotones, Muones, Electrones 1 Protones > 2 MeV, excepto los de retroceso 5 Alfa, Fisión, Iones 20 Energía Neutrón wR < 0.01 MeV 5 0.01-0.1 MeV 10 0.1-2 MeV 20 2-20 MeV > 20 MeV

Medidas experimentales y Calibración Instalación CERF (CERN) Instrumentos de medida Cámara de ionización Contadores G-M TEPC Espectrómetros Si Detectores Pasivos & DELD Dosis equivalente ambiental, H*(10) Paradoja en radiación cósmica: H*(10) < E

Radiación cósmica en la superficie terrestre Se debe a muones, fotones y neutrones muy energéticos. Aumenta exponencialmente con la altitud y varía algo con la latitud. Afecta a toda la población mundial (6.500 millones de personas). Valores sopesados considerando la distribución de la población en latitudes y altitudes: Muones y Fotones: 31 nSv/h  340 µSv/año Neutrones: 13 nSv/h  120 µSv/año Inevitable e incontrolable : No se aplica el sistema de protección radiológica.

Radiación cósmica en Sierra Nevada

Dosis anuales debidas a fuentes naturales (UNSCEAR 2001) Fuente Promedio mSv/año Rango Radiación cósmica Ionizante y fotones Neutrones Nucleidos Cosmogénicos 0.39 0.28 0.10 0.01 0.3-1.0 Terrestre externa Exteriores Interiores 0.48 0.07 0.41 0.3-0.6 Inhalación Series U y Th 222Rn 220Rn 1.26 0.006 1.15 0.2-10 40K 0.29 0.12 0.16 0.2-0.8 Total 2.4 1-10 Exclusiones del sistema regulador (Art. 2.4, RPSCRI, RD 783/2001) Niveles naturales de radiación: * Radionucleidos en el cuerpo * Rayos cósmicos a nivel de suelo * Nucleidos en corteza no alterada - Radón en viviendas

Dosis recibidas en vuelos comerciales

Dosis recibidas en vuelos comerciales

Dosis recibidas en vuelos comerciales

Dosis recibidas en vuelos supersónicos (Concorde) 1-100 µSv/h 100-500 µSv/h >500 µSv/h Vuelos de unas 3 horas de duración entre Europa y EEUU. 80% del vuelo en altitudes superiores a 12 km. Unica aeronave comercial a la que se exigía monitor de radiación con detectores de neutrones y componente ionizante con indicación instantánea de tasa de dosis. Tasa de dosis en vuelo, Media: 11 µSv/h, Máxima: 76 µSv/h. Horas de vuelo, Media: 300 horas/año, Máxima 550 horas/año. Dosis anual, Media: 2-3 mSv/año, Máxima: 7 mSv/año.

Dosis debidas a las tormentas solares (GLE) Impredecibles e inevitables: Monitores fijos en aviones y empleo de modelos que permiten calcular las dosis retroactivamente a partir de las obervaciones en la superficie terrestre. 23/02/1956, GLE-5 (Intensidad 4556%) : la más intensa registrada, con tasas de dosis de hasta 10-60 mSv/h durante casi 1 hora 27/09/1989, GLE-42 (Intensidad 252%) 15/04/2001, GLE-60 (Intensidad 30%) Las dosis recibidas pueden ser varias veces las dosis en condiciones normales del vuelo, pero suponen una fracción pequeña en la dosis anual.

Dosis recibidas en vuelos comerciales Nivel de Registro, NR: 0.10 mSv/mes La exposición de las tripulaciones aéreas está regulada (RPSCRI, Título VII Fuentes naturales de radiación, Art. 62 y 64): Programa de protección radiológica Evaluación de las dosis: Códigos de cálculo y validación experimental. Organización de planes de trabajo cuando la Dosis Anual > 6 mSv. Información a los trabajadores. Protección personal femenino. Autoridad: D.G. Aviación Civil asesorada por el Consejo de Seguridad Nuclear.

Dosis recibidas en vuelos orbitales y estaciones espaciales (MIR, ISS) Las dosis se deben a los protones y electrones atrapados en los cinturones de Van Allen. La tasa de dosis se incrementa notablemente en la Anomalía Sudatlántica del campo geomagnético (aproximadamente sobre el SE de Brasil). También influye la inclinación de la nave respecto a la Tierra. La tasa de dosis varía entre 5 y 40 µSv/h, y las dosis por misión oscila entre 3 y 11 mSv.

Estimación de la dosis recibida en la misión a Marte 280 d, 0.88 Sv 439 d, 0.41 Sv 256 d, 0.17 Sv 256 d, 0.80 Sv TOTAL: 975 d, 2.26 Sv No se esperan efectos agudos de irradiación. Riesgo de cancer fatal: de 2.4% para hombres de 55-64 años hasta 16.7% para mujeres de 25-34 años. Riesgo de herencia de defectos genéticos: 0.7-1.1%. Riesgo elevado de aparición de cataratas. Disminución temporal de la fertilidad. Existen otros factores con efectos más graves sobre la salud.

Exposición del hombre a la radiación cósmica Resumen: Exposición del hombre a la radiación cósmica Altitud km Causa Tasa dosis µSv/h Tiempo Exposición h/año Dosis Anual mSv Superficie terrestre 0-4 µ, n 0.03-0.3 8760 0.3-1.0 (excluida) Vuelos subsónicos 8-12 n, p, f, e, µ 0.5-10 800 0.4-8 (regulada) Vuelos supersónicos 10-18 2-20 400 1-8 Misiones orbitales 250-500 p, n, f 8-38 300 2-11 (en estudio) Misión a Marte 2x108 p 150 2.7 años (misión) 2.26 Sv

REFERENCIAS GG. Reitz, K. Schnuer and K. B. Shaw, Eds. “Radiation Exposure of Civil Aircrew, Proc. Workshop, Luxembourg, 1991”. Radiat. Prot. Dosim., Vol. 48, 1993. McAulay, I.R., Bartlett, D.T., Dietze, G., Menzel, H.G., Schnuer , K. and Schrewe, U.J. Radiation Protection 85. Exposure of air crew to cosmic radiations. EURADOS Report 1996/01. Published by the Office for Official Publications of the European Communities, Luxembourg, 1996. M. Kelly, H-G. Menzel, T. Ryan T. and K. Schnuer, Eds. “Cosmic Radiation and Aircrew Exposure, Proc. Workshop, Dublin, Ireland, 1998”. Radiat. Prot. Dosim., Vol. 86, 1999. Zoetelief, J., Schuhmacher , H., Bos, A.J.J., Bartlett, D.T., Rannou, A., Broer se, J.J., McDonald, J.C., Schultz, F.W., Eds. Advances in Nuclear Particle Dosimetry for Radiation Protection and Medicine: Ninth Symposium on Neutron Dosimetry. Proceedings. Radiat. Prot. Dosim. Vol. 110, 1-4, 2004. Lindborg, L., McAulay, I., Bartlett, T.D., Beck, P., Schraube, H., Schnuer , K., Spurný, F. (Eds.), Cosmic Radiation Exposure of Air craft Crew: Compilation of Measured and Calculated data. DG TREN Edit. (Luxemburg ). EC Report KO-63-04-690-EN-C (ISBN 92-894-8448-9), 2004. European Commission. “Recommendations for the implementation of Title VII of the European Basic Safety Standards Directive (BSS) concerning significant increase in exposure due to natural radiation sources”. European Commission Report Radiation Protection 88, European Commission, Luxembourg, 1997. Ministerio de la Presidencia. “Reglamento sobre protección sanitaria contra radiaciones ionizantes”. Real Decreto 783/2001, B.O.E. 14555, Madrid, 2001. Es la legislación española que recoge ICRP-60 (1991) y la Directiva 96/29/EURATOM (1996).