Con respecto a los viajes potenciales en nuestro propio sistema solar, ¡hay dos tipos generales de radiación que nos preocupan!
El primer tipo de radiación es la radiación solar, que en su mayoría consiste en baja a intermedia- protones de energía, electrones y rayos X de nuestra propia estrella. Protegeríamos contra los protones con materiales de baja masa molecular. Por lo general, los materiales que contienen hidrógeno, como el hidruro de litio, se utilizan para esto debido a su eficacia para detener los protones y los neutrones que podrían provenir de futuros reactores y debido a su ligereza. Los electrones y fotones (rayos X) se detienen mejor con materiales de alta Z. Los materiales de alta Z se componen de elementos que tienen muchos electrones por átomo. Si bien los materiales con alto contenido de Z se utilizan para detener electrones y fotones, también son útiles para detener otras partículas cargadas para incluir la asistencia con protones.
El segundo tipo de radiación son los rayos cósmicos galácticos (GCR). Los GCR suelen ser partículas masivas de muy alta energía, como átomos de carbono y hierro. Debido a su naturaleza energética y lo masivas que son estas partículas, son muy difíciles de detener. Detener los GCR requiere capas gruesas de materiales con alto contenido de Z, que suelen ser densos y pesados. El blindaje pesado es caro y difícil de conseguir en el espacio. No iré tan lejos como para decir que no podemos protegernos contra los GCR, pero diré que el peso de los materiales de blindaje contemporáneos hace que parezca que los enfoques actuales del blindaje GCR no son prácticos.
Nuestra estrella es una estrella de secuencia principal de tipo G, que produce helio a través de la fusión protón-protón en su núcleo. Debido a la dinámica de fusión en nuestra estrella, los nucleidos de helio ionizados son el producto principal de esta fusión. Sin embargo, parte del helio producido a partir de la fusión protón-protón está en sí mismo fusionado, lo que produce carbono. A medida que las estrellas se vuelven más masivas, comienzan a fusionar elementos más pesados, que pueden ser expulsados al espacio. El hierro-56 es el elemento más pesado que se puede producir a partir de estrellas tradicionales, y los elementos más pesados son producidos por eventos mucho más energéticos, como una supernova.
La energía producida por la fusión de estos isótopos ioniza gases cerca del borde de nuestra estrella, produciendo copiosas cantidades de protones y electrones, que son lanzados al espacio durante las eyecciones de masa coronal. Hablando numéricamente, la mayor parte de la radiación de nuestra estrella, así como de otras estrellas, está en forma de protones, electrones y fotones, con cantidades menores de nucleidos pesados. Hablando estadísticamente, cuanto más pesados son los nucleidos, más raro es encontrarlos fluyendo en el espacio. Si bien me refiero principalmente a nuestra estrella, lo mismo ocurre con otras estrellas, independientemente de su masa.
Otras estrellas de hecho producen protones, electrones y fotones que fluyen hacia nuestra esfera de influencia solar; sin embargo, estas otras estrellas expulsan radiación en todas direcciones, y solo una muy pequeña fracción de ellas es expulsada en el ángulo del cono estrecho para llegar a nuestro sistema solar. Gran parte de la radiación cargada de otras estrellas también es desviada por el campo magnético del sol. Como resultado, la gran mayoría de los protones y electrones en nuestro sistema solar fueron expulsados de nuestra estrella y no de otras estrellas y los que no lo son son en su mayoría de la misma energía que los protones y electrones expulsados de nuestra propia estrella. Debido a esto, esencialmente descuidamos los protones y electrones no solares de nuestros cálculos de exposición a la radiación porque son insignificantes en su efecto sobre la dosis absorbida.
Sin embargo, los elementos pesados expulsados de eventos superenergéticos como la supernova son viajan a velocidades cercanas a la de la luz y, como resultado, tienen un efecto profundo en el tejido biológico y la electrónica que encuentran. Aunque constituyen una fracción muy pequeña del recuento total de partículas por unidad de volumen en el espacio, los efectos que pueden tener sobre la dosis absorbida no son despreciables. Por lo tanto, cuando hablamos de rayos cósmicos galácticos, generalmente estamos hablando de iones energéticos pesados de eventos energéticos extrasolares y no de protones y electrones de fuentes extrasolares normales y cotidianas.