Kendi güneş sistemimizdeki potansiyel seyahatle ilgili olarak, endişemizi çeken iki genel radyasyon türü vardır!
İlk radyasyon türü, çoğunlukla düşük ila orta düzeyden oluşan güneş radyasyonudur. kendi yıldızımızdan enerji protonları, elektronları ve x-ışınları. Düşük moleküler kütleli malzemelerle protonlara karşı kalkan olurduk. Bunun için tipik olarak Lityum-Hidrit gibi hidrojen taşıyan malzemeler kullanılır, çünkü protonları ve gelecekteki reaktörlerden gelebilecek nötronları durdurmada ne kadar etkili oldukları ve ne kadar hafif oldukları nedeniyle. Elektronlar ve fotonlar (x-ışınları) en iyi şekilde yüksek Z malzemelerle durdurulur. Yüksek Z malzemeleri, atom başına birçok elektrona sahip elementlerden oluşur. Elektronları ve fotonları durdurmak için yüksek Z materyalleri kullanılırken, bunlar aynı zamanda diğer yüklü partikülleri de protonlara yardımcı olmak için durdurmada kullanışlıdır.
İkinci radyasyon türü Galaktik Kozmik Işınlardır (GCR). GCR'ler tipik olarak karbon ve demir atomları gibi çok yüksek enerjili kütleli parçacıklardır. Enerjik yapıları ve bu parçacıkların ne kadar büyük olması nedeniyle durdurulması çok zordur. GCR'leri durdurmak, genellikle yoğun ve ağır olan kalın yüksek Z malzeme katmanları gerektirir. Ağır kalkanlama pahalıdır ve uzaya girmesi zordur. GCR'lere karşı koruma sağlayamayacağımızı söyleyecek kadar ileri gitmeyeceğim, ancak çağdaş kalkanlama malzemelerinin ağırlığının, GCR korumasına yönelik mevcut yaklaşımlar pratik değilmiş gibi görünmesini sağladığını söyleyeceğim.
Yıldızımız, çekirdeğinde proton-proton füzyonu yoluyla Helyum üreten bir G tipi ana dizi yıldızıdır. Yıldızımızdaki füzyon dinamikleri nedeniyle, iyonize Helyum çekirdekler bu füzyonun ana ürünüdür. Bununla birlikte, proton-proton füzyonundan üretilen Helyumun bir kısmı kendi başına kaynaşarak karbon üretir. Yıldızlar daha kütleli hale geldikçe, uzaya fırlatılabilen daha ağır elementleri kaynaştırmaya başlarlar. Demir-56, geleneksel yıldızlardan üretilebilen en ağır elementtir ve en ağır elementler süpernova gibi çok daha enerjik olaylarla üretilir.
Bu izotopların füzyonundan üretilen enerji, yıldızımızın kenarına yakın gazları iyonize ederek, koronal kütle püskürtmeleri sırasında uzaya fırlatılan bol miktarda proton ve elektron üretir. Sayısal olarak konuşursak, yıldızımızdan ve diğer yıldızlardan gelen radyasyonun çoğu, daha az miktarda ağır çekirdek içeren protonlar, elektronlar ve fotonlar şeklindedir. İstatistiksel olarak konuşursak, çekirdekler ne kadar ağırsa, onları uzayda akarken bulmak o kadar nadirdir. Esas olarak yıldızımızdan bahsediyor olsam da, aynı şey kütleleri ne olursa olsun diğer yıldızlar için de geçerli.
Diğer yıldızlar gerçekten de güneş etki alanımıza giren protonlar, elektronlar ve fotonlar üretirler; bununla birlikte, bu diğer yıldızlar, güneş sistemimize ulaşmak için dar koni açısında yalnızca çok küçük bir kısmı fırlatılarak, her yönden radyasyon yayarlar. Diğer yıldızlardan gelen yüklü radyasyonun çoğu da güneşin manyetik alanı tarafından saptırılır. Sonuç olarak, güneş sistemimizdeki protonların ve elektronların büyük çoğunluğu yıldızımızdan fırlatıldı, diğer yıldızlardan değil ve olmayanlar ise çoğunlukla kendi yıldızımızdan fırlatılan proton ve elektronlarla aynı enerjiye sahip. Bu nedenle, radyasyona maruz kalma hesaplamalarımızda güneş dışı protonları ve elektronları ihmal ediyoruz çünkü soğurulan doz üzerindeki etkileri ihmal edilebilir.
Ancak, süpernova gibi süper enerjik olaylardan çıkan ağır elementler yakın ışık hızlarında seyahat etmek ve bunun sonucunda karşılaştıkları biyolojik doku ve elektronikler üzerinde derin bir etkiye sahiptir. Uzayda birim hacim başına toplam partikül sayısının çok küçük bir kısmını oluştursalar da, absorbe edilen doz üzerinde sahip olabilecekleri etkiler göz ardı edilebilir değildir. Bu nedenle, galaktik kozmik ışınlardan bahsettiğimizde, genellikle normal, gündelik güneş dışı kaynaklardan gelen protonlar ve elektronlardan değil, güneş dışı enerjik olaylardan gelen enerjik ağır iyonlardan bahsediyoruz.