V současné době se plánuje oživení aktivit lidí ve vesmíru. Připravuje se vybudování trvalé základny na Měsíci a cesta na Mars. Člověk tak bude pobývat ve vesmíru déle a zároveň se dostane do míst, kde je daleko větší intenzita radioaktivního záření. To znamená dosti značné riziko pro kosmonauty. V minulém článku jsem ukázal, jaké energetické zdroje můžeme pro budoucí lidskou expanzi do vesmíru využít. Ukázali jsme si, že potenciál jaderných zdrojů je dostatečný. Vypadá to, že nebezpečná radiace by mohla představovat daleko vážnější překážku našim vesmírným výbojům. Nyní se proto pokusíme o přehled nebezpečí, která lidi z hlediska radiace ve vesmíru očekávají, a jak je jim možno čelit. Řešení tohoto problému je klíčové pro to, abychom se mohli ve vesmíru usídlit a nemuseli se v duchu Plutarchova citátu vracet.

 

Zdroje a vlastnosti kosmického záření

 

Se zářením se nesetkáváme jen ve zmíněných extrémních případech, ale je součástí našeho běžného životního prostředí. To, že na Zemi přichází záření i z okolního vesmíru, zjistil v roce 1912, relativně brzy po objevu radioaktivity, Viktor F. Hess. Původně se myslelo, že je radioaktivita na Zemi dána zastoupením radioaktivních prvků v zemské kůře. V tomto případě by radioaktivita se vzdáleností od zemského povrchu klesala. Hess využil balónu a vystoupal s ním do výšky pěti km. Vzhledem k tomu, že přitom neměl kyslíkové bomby, byly takové lety i docela riskantní. K měření využíval elektroskopu, což bylo klasické měřicí zařízení té doby. Princip měření je založen na ionizaci atomů vzduchu po průchodu nabitých částic kosmického záření. Vzniklé nosiče náboje pak vybíjejí elektroskop, přičemž velikost tohoto vybíjení je úměrná intenzitě ionizujícího záření. Hess zjistil, že sice z počátku asi do výšky 500 m radiace opravdu klesá, ale pak začíná stoupat a stejné hodnoty jako u zemského povrchu dosahuje ve výšce 1500 m. Z toho bylo jasné, že kromě radioaktivních elementů v zemské kůře musí existovat i zdroj záření ve vesmíru.

 

Viktor Hess provedl balónové lety i během slunečního zatmění. Vzhledem k tomu, že nepozoroval žádnou změnu oproti normální situaci, vyvodil z toho, že radioaktivní záření nepochází ze Slunce. Dnes víme, že magnetická pole mohou měnit dráhu nabitých částic ze Slunce a dostaly by se na Zem i při zatmění Slunce. Zároveň se však také ukázalo, že většina částic pronikajících do zemské atmosféry je dána galaktickým kosmickým zářením, které má vyšší energii a nepochází z naší Sluneční soustavy. Sluneční kosmické záření je zadrženo magnetickým polem Země a skončí v tzv. van Allenových pásech. Extrasolární kosmické záření s energií do 10² MeV nepronikne přes sluneční vítr. Naopak částice s energií 10³ MeV proniknou i magnetickým polem Země do atmosféry
Kosmické záření můžeme rozdělit na dvě složky. Primární složku tvoří částice přímo přilétající z kosmického prostoru. Sekundární složka vzniká interakcí částic primární složky s atomovými jádry v atmosféře. Některé z primárních částic kosmického záření mají extrémně vysoké energie a vytvářejí tak spršky kosmického záření, které zasahují obrovské plochy zemského povrchu. Poprvé takové spršky pozoroval Pierre Auger v roce 1938 v Alpách ve výšce 3000 m jako korelované spršky částic.
Popišme si základní vlastnosti jednotlivých složek. Primární složka kosmického záření má homogenní a izotropní rozložení v okolí Země. Jeho hustota je okolo 20 až 40 tisíc částic na 1 m² a sekundu. Připomeňme, že toto číslo se vztahuje na částice, které proniknou do atmosféry Země a neskončí ve van Allenových pásech. Převážně se jedná o atomová jádra. Chemické složení těchto jader je stejné jako je rozložení prvků ve vesmíru. Pokud to bereme podle počtu částic, je protonů 88 %, helia 10 % a ostatních prvků pouze 2 %. Poprvé byla těžší jádra potvrzena skupinou v čele s Phyllisem Fryerem pomocí balónů, které vynášely do vysokých výšek bloky fotografických emulzí zaznamenávajících dráhy nabitých částic. Další složkou jsou elektrony, z nichž většina vzniká v rozpadu mezonů π^± , které jsou vytvářeny při srážkách protonů kosmického záření. Tvoří okolo 1,5% všech částic, fotonů je pak pouze zanedbatelná část, přibližně 0,001 fotonů cm^-2s^-1. Jen pro zajímavost si uveďme, že složkou kosmického záření je i relativně malý počet neutrin. Tyto částice s hmotou interagují minimálně, takže z hlediska rizika kosmických letů je jejich přítomnost zanedbatelná. Mohou však nést zajímavé informace o vesmírných objektech, které je vyzářily.
Pokud se podíváme na energetické spektrum, je maximum počtu částic galaktického kosmického záření u energie zhruba 1000 MeV a pak klesá počet částic s třetí mocninou energie. Pro příklad si uveďme, že hustota částic s energií 10³ MeV je 10⁴ m^-2s^-1 (zhruba 3·10¹¹ m^-2rok^-1). U energie 10¹⁰ MeV už je hustota částic zhruba 3 m^-2rok^-1 a pro energii 10¹³ MeV máme hustotu částic pouze 10^-6 m^-2rok^-1, což odpovídá jedné události na km² a rok.
Jak už bylo zmíněno, kosmické záření k nám přichází jednak se Slunce, ale také z mezihvězdného prostředí. Galaktické kosmické záření, které k Zemi pronikne přes magnetické pole Slunce a lze je odlišit od slunečního větru, musí mít většinou energii vyšší než 500 až 1000 MeV. Zároveň však díky některým velmi energetickým zdrojům a některým procesům urychlování částic, které v Galaxii probíhají, může mít i velmi vysoké energie. Tvoří tak vysokoenergetickou část kosmického záření. Jeho rozložení je izotropní a homogenní, protože při své dlouhé cestě mezihvězdným prostorem prochází galaktickým magnetickým polem. To je sice slabé, ale během dlouhého putování dokáže směr dráhy nabité částice velice radikálně změnit. Intenzita galaktického kosmického záření se mění s časem velmi zvolna a relativně v malém rozsahu. Jeho změny jsou dány dlouhodobou změnou sluneční činnosti a závisí na jedenáctiletém slunečním cyklu. V době jeho maxima je intenzita galaktického kosmického záření nižší než v době minima. Je to způsobeno tím, že čím větší je sluneční činnost, tím méně galaktického kosmického záření se dostane dovnitř Sluneční soustavy.
Energie slunečního kosmického záření je nižší. Jeho intenzita rychle klesá s energií a většinou se již u energie 500 MeV dostane pod úroveň galaktického záření. Jeho většina skončí ve van Allenových pásech. Sluneční kosmické záření se mění ve velkém rozsahu a rychle podle momentální sluneční aktivity. Hlavně v průběhu intenzivních erupcí vzrůstá o mnoho řádů. A právě velké sluneční erupce s vyvržením velkého množství protonů by mohly být velmi nebezpečné pro kosmonauty v meziplanetárním prostoru nebo na povrchu Měsíce. Existují dvě základní třídy protonů produkovaných během sluneční erupce. Jsou určeny energií protonů. Nejenergetičtější přicházejí k Zemi první za 5 až 20 minut po světelném záblesku. Tedy 13 až 28 minut po reálné události, protože světlo letí k Zemi 8 minut. Energii mají 200 až 300 MeV a pohybují se rychlostí 0,6 rychlosti světla. Druhá skupina začíná přicházet po více než půl hodině a jedná se o protony s energií do 100 MeV. Spojitý proud částic se stále menší energií pak přichází i několik dní po vzniku erupce. Intenzita je zatím pro nás zcela nepředvídatelná.

 

 

Ochrana v zemské náruči

Život na zemském povrchu je chráněn částečně přítomností magnetického pole Země, ale hlavně poměrně hustou zemskou atmosférou. Magnetické pole má dipólový charakter a způsobuje, že nabité částice kosmického záření s energií do stovek MeV, což je energie slunečního kosmického záření, obtékají magnetosféru Země. Ve směru ke Slunci se tak interakcí slunečního větru s ní vytváří rázová vlna. Ve směru od Slunce magnetický ohon. Průměr magnetosféry je 20 – 30 poloměrů Země a délka ohonu až sto poloměrů Země. Část částic se zachytí a shromažďují se pak ve van Allenových pásech, což jsou prstence okolo Země s větší koncentrací nabitých částic. Jejich vzdálenost od zemského povrchu je 400 -50000 km. Vnitřní pás má maximální intenzitu zhruba ve vzdálenosti okolo 3 000 km. Zde jsou hlavní částí protony s energií od 10 MeV až po 100 MeV. Vnější pás má pak maximum intenzity ve vzdálenosti okolo 15 000 km a jeho hlavní komponentou jsou protony a elektrony s energií od ~1 keV do zhruba 1 MeV. V pásech je velmi silná radiace, a proto představují tak velké nebezpečí pro kosmické lodi. Pokud je tedy jimi třeba prolétat, například při cestě na Měsíc, je nutné volit takovou dráhu, aby průlet byl co nejrychlejší. K jejich objevu došlo hned na počátku kosmické éry. Existenci vnitřního pásu poprvé zaznamenala americká sonda Explorer 1 a u vnějšího si prvenství připsal sovětská měsíční sonda Luna 1.

 

Vzdálenost van Allenových pásů od zemského povrchu se liší v závislosti na zeměpisné šířce. Nejmenší je v blízkosti zemských pólů. Pokud je na Slunci silnější erupce, pronikají nabité částice i s nižší energií až do atmosféry a vznikají polární záře.

 

Z hlediska ochrany má magnetické pole Země velký význam pro ochranu posádek kosmických lodí a stanic na dráze kolem Země před částicemi s energií nižší než několik stovek MeV, což je většina částic ze Slunce. Pokud má kosmická stanice vhodnou dráhu, která se nedostává k polárním oblastem a zůstává pod Van Allenovými pásy, je celkové radiační zatížení posádek díky magnetickému poli velice významně sníženo. Pro situaci na povrchu Země je význam magnetického pole malý, tam je dominantní vliv atmosféry.
Částice kosmického záření s energií vyšší než zhruba 1000 MeV se dostávají do atmosféry Země. Atmosféra by zadržela pochopitelně i částice s nižší energií, takže reálný ochranný význam magnetického pole je relativně velmi malý a atmosféra má pro ochranu před kosmickým zářením rozhodující význam. Je to způsobeno tím, že je dostatečně hustá, sloupec atmosféry o ploše 1 m² má zhruba hmotnost 10000 kg. Při popisu ochrany zemskou atmosférou se dostáváme k původu sekundární složky kosmického záření. Částice interagují s atomy v atmosféře (s jádry a elektronovým obalem).
Protony a jádra se srážejí s jádry v atmosféře. Dochází k tříštění jader, a přitom je z jader vyrážen značný počet protonů a neutronů. Zároveň také vznikají mezony π (π⁺, π^- a π⁰). Jak nukleony, tak mezony mohou mít dostatek energie, aby způsobovaly další tříštivé reakce jader atmosféry. Jak mezony, tak nukleony interagují silnou jadernou silou, a patří tak k částicím, které označujeme jako hadrony. Velké množství částic, které tak vzniká, označujeme jako hadronovou spršku. V rozpadech nabitých mezonů π vznikají miony a v jejich rozpadech elektrony. Neutrální mezony se nejčastěji rozpadají na dva fotony záření gama. V hadronové spršce je tak i příměs mionů, elektronů a fotonů.
Pokud vletí do atmosféry foton nebo elektron s velmi vysokou energií, je průběh jejich interakce jiný, než byl u protonů a jader. Foton se v poli jádra přemění na pár elektron a pozitron. Elektron se naopak v poli jádra brzdí a vyzařuje fotony tzv. brzdného záření. Jak vznikající fotony, tak i elektrony a pozitrony mohou mít vysokou energii a mohou produkovat další páry elektronu a pozitronu nebo brzdné fotony. Vzniká tak směs velkého množství elektronů, pozitronů a fotonů, která vytváří tzv. elektromagnetickou spršku.

 

 

Sekundární kosmické záření můžeme rozdělit také podle schopnosti pronikat materiálem. Tvrdá složka je tvořena hlavně miony s energií až 600 MeV, nesrovnatelně méně je v ní protonů a pionů s velmi vysokou energií. Tato komponenta proniká až do hloubky 1000 m a neodstíní ji ani několik metrů olova. Měkkou složku tvoří elektrony, pozitrony, fotony a také protony s nižší energií. Odstíní ji už 10 cm olova. Kosmické záření pronikající až na povrch Země, je tak dominantně tvořeno miony sekundárního záření.

V tříštivých reakcích v atmosféře na jádrech N, O, C a Ar a dalších reakcích vzniká řada radioaktivních izotopů. Nejznámější je ¹⁴C, který se využívá v archeologickém datování. O vzniku tritia jsme zmiňovali už v článku o využití jaderných zdrojů v kosmonautice. Dalšími pak jsou například ⁷Be, ¹⁰Be, ³²P, ³⁵S a ³⁶Cl.

 

Úvod do dozimetrie – měříme intenzitu a účinky záření

Abychom mohli srovnávat intenzitu radiace a její biologické účinky, řekněme si něco o využívaných fyzikálních veličinách a jejích jednotkách. Aktivita radioaktivního zdroje vyjadřuje počet rozpadů za časovou jednotku a udává se v becquerelech [Bq = s^-1] . Četnost částic se udává počtem zaznamenaných částic za časovou jednotku. Důležitá je znalost energie, kterou předá záření v látce, tkáni nebo organismu. Celková energie předaná jednotkové hmotnosti se označuje jako dávka a její jednotkou je grey [Gy = Jkg^-1]. Předaná dávka za časovou jednotku se označuje jako dávkový příkon [Gy s^-1]. Biologický účinek záření závisí na druhu záření a typu tkáně. Míru poškození tkáně zářením tak udává ekvivalentní dávka, která vznikne po vynásobení dávky pohlcené ve tkáni jakostním faktorem vyjadřujícím biologický účinek daného typu záření. Udává se v jednotkách sievert [Sv]. Jedna tisícina této jednotky je pak mSv. Každý orgán a tkáň jsou jinak citlivé. Celkovou nebezpečnost ozáření člověka pak vyjadřuje efektivní dávka, což je součet ekvivalentních dávek vážený s ohledem na radiační citlivost orgánů a tkání pro všechny ozářené orgány. Udává se také v sievertech.
Ozáření pak může být zevní ozáření, které pochází od vnější zdroje záření, což bude dominantní typ, se kterým se budeme setkávat v našem případě. Vnitřní ozáření pak vzniká díky radionuklidům, které se dostanou dovnitř těla ať už dýcháním nebo v potravě. V tomto případě hrozí nebezpečí koncentrace radionuklidů v některých citlivých orgánech.
I v běžném pozemském prostředí je člověk vystaven přirozené radioaktivitě. Proto je velmi užitečné při diskuzích o vlivu zdrojů radiace porovnávat jejich intenzitu právě s pozadím, kterému je člověk na zemském povrchu z přirozených zdrojů vystaven. Velikost ozáření se vyjadřuje pomocí uvedené efektivní dávky. Část přirozeného radioaktivního pozadí vytváří kosmické záření, které proniká do atmosféry Země z vesmíru. Jeho vliv závisí na nadmořské výšce a vzdálenosti od zemských pólů. Průměrná roční efektivní dávka z tohoto zdroje je v nulové nadmořské výšce pouze zhruba 0,4 mSv.
Další část je tvořena dlouhodobými radioaktivními elementy přítomnými v horninách, z toho největší část pochází z radonu, který je produktem rozpadové řady začínající u uranu a thoria obsaženého v půdě, horninách, ve vodě. Část pozadí mimo radon je poměrně konstantní a i se započtením zmíněného kosmického záření má hodnotu 1 mSv. Část spojená s radonem je velmi silně závislá na výskytu těchto elementů v daném místě a velmi proměnlivá. Takže, jestliže je celková průměrná efektivní dávka z přirozeného pozadí ve světě pro člověka 2,4 mSv za rok, může se v konkrétních případech lišit mnohonásobně a v extrémních případech až o řád. Pokud zůstaneme v naší Evropské unii, tak ve Velké Britanii je střední hodnota efektivní dávky jednou z nejnižších (1,7 mSv za rok) a naopak u Finska je tato hodnota nejvyšší (7,2 mSv za rok). Toto jsou střední hodnoty pro daný stát, ale například ve Finsku existují oblasti, kde je efektivní dávka, které je místní člověk vystaven, i třikrát vyšší, než je průměr v tomto státě, tedy přes 20 mSv za rok. V jiných místech světa, například v některých místech v Indii, je přirozené radioaktivní pozadí ještě mnohem vyšší než zmíněná maxima ve Finsku. Ač je například ozáření přirozenou radioaktivitou ve Finsku více než čtyřikrát vyšší než ve Velké Britanii, nepozoruje se žádné zvýšení případů rakoviny ve Finsku z těchto důvodů. Lze tedy říci, že vliv takto nízkých dávek záření na člověka, pokud existuje, je zakryt vlivem ostatních faktorů vnějšího prostředí. Probíhala řada epidemiologických studií, které srovnávali skupiny obyvatel, jejichž životní podmínky se lišily hlavně v přirozeném radioaktivním pozadí, přičemž jejich okolí a ostatní vnější faktory byly srovnatelné. Známé jsou studie v Číně nebo ve zmiňovaném Finsku, kde se srovnávalo obyvatelstvo v místech s velmi vysokým radioaktivním pozadím a místech s pozadím několikanásobně nižším. Žádný vliv rozdílu v míře ozáření na výskyt zdravotních problémů obyvatelstva studie neprokázaly.
Na základě těchto zkušeností je stanoven i roční limit efektivní dávky, kterou mohou obdržet běžní lidé a pracovníci se zářením ze zdrojů mimo přirozené pozadí. Pro běžnou populaci jde u nás o 1 mSv, takže je vždy pod přirozeným pozadím. Pro pracovníky se zářením je u nás stanoven na 50 mSv s tím, že během pěti let nesmí pracovník obdržet více než 100 mSv. Což je plně bezpečná hodnota, která nezpůsobí statisticky pozorovatelné zvýšení rizika zdravotních problému. U kosmonautů je tento roční limit efektivní dávky 500 mSv.

 

Druhy záření

 

Objev radioaktivního záření se dá označit za počátek jaderné fyziky a datuje se do roku 1896, kdy H. Becquerel objevil radioaktivitu. Postupně se zjistilo, že existují tři typy radioaktivity. Všechny souvisejí s existencí nestabilních radioaktivních jader. Prvním typem je přeměna jádra spojená s vyzářením částice alfa (jádra helia). Druhým je rozpad beta. V tomto případě se jádro přemění s vyzářením elektronu nebo pozitronu. Třetím pak případ, kdy se jádro ve vybuzeném energetickém stavu zbavuje energie vyzářením fotonu záření gama. V tomto případě se jádro nemění. Přeměna gama nastává většinou po přeměně alfa nebo beta, při kterých vzniká vybuzené jádro. Vidíme že při těchto procesech vzniká záření složené z částic alfa, elektronů, pozitronů, případně pak fotonů záření gama. V různých reakcích vzniká také záření složené z neutronů, protonů i těžších atomových jader. Urychlené protony a atomová jádra s různými energiemi můžeme také dostat urychlením iontů na urychlovači. Zatímco protony a těžší ionty jsou v kosmickém záření, neutrony vznikají v důsledku srážek jader jako sekundární složka.

 

Interakce záření s hmotou

Připomeňme si několik možností, jak záření interaguje s hmotou. Zopakujme si nejdříve, jak interagují s hmotou nabité částice záření. Kinetická energie, kterou částice má, se předává elektronům v obalu atomů materiálu, kterým prochází. Elektrony jsou tak vyraženy z atomů a dochází k ionizaci. V případě nabité částice dochází k ionizaci přímo interakcí coulombovského elektrického pole nabité částice a elektronu v atomu. Ionizace nabitých částic roste velice rychle s kvadrátem jejich náboje. Těžší ionty tak předají hmotě daleko více energie než protony a elektrony a mohou v tkáni způsobit daleko větší škody.
V případě neutrálních částic (fotonů a neutronů) se prostřednictvím jiných typů interakce musí kinetická energie přenést na nabité částice, jež následně způsobují pozorovatelnou ionizaci. U fotonu existují tři možné typy procesů, které probíhají prostřednictvím elektromagnetické interakce. Prvním je fotoefekt, při kterém se veškerá energie předá elektronu a ten je vyražen z atomu. Druhým je tzv. Comptonův rozptyl fotonu na elektronu spojený s předáním části energie fotonu elektronu. Třetím je produkce páru elektronu a pozitronu, k níž může dojít v případě, že má foton energii větší než dvě klidové energie elektronu. Neutron předává energii prostřednictvím silné interakce protonu nebo jádru při rozptylu nebo reakci a odražené nebo vzniklé nabité částice pak ionizují už zmíněným způsobem..

 

Biologické účinky

Průchod částice kosmického záření biologickou tkání způsobuje poškození buněk. Způsobuje nemožnost dalšího dělení, zabrání správné funkci, odstartuje zhoubné rakovinné bujení nebo způsobí její úplné zničení. Jak jednotlivé buňky, tak i celá tkáň má možnost vzniklá poškození a ztráty opravovat či nahrazovat. Účinnost regenerace závisí na stupni poškození a časovém průběhu ozáření. Různý typ záření má různé účinky hlavně podle toho, jak intenzivní poškození kyseliny deoxyribonukleové (DNA) dokáže generovat. V případě ionizující částice roste poškození DNA s nábojem příslušné částice, takže zatímco protony poškodí zpravidla jen jedno vlákno šroubovice DNA, při průletu těžkých iontů dochází často k poškození obou. Z tohoto hlediska pak mohou být zvláště nebezpečná těžká jádra obsažená v kosmickém záření. Jádra s velkým nábojem a tedy i ionizací mohou poškodit DNA i na více místech. Kromě přímé ionizace nabitou částicí kosmického záření může dojít i k ionizaci nepřímé. Při průchodu částic záření se totiž ionizují molekuly vody a vznikají volné radikály (v našem případě hydroxylové), které pak poškozují DNA. Většinou dokáží buněčné procesy takto vzniklá poškození opravit, protože volné radikály vznikají i při metabolických procesech. V organismu tak existují odpovídající opravné procesy. Ukazuje se však, že zhruba 10 % poškození způsobených radiačním ozářením v buňkách je neopravitelných. Tělo opravuje zbývajících 90 % tempem zhruba 2,5 % za den. Tato čísla jsou pouze přibližná a jejich přesnému určení pro daný typ záření, buněk či tkáně se věnuje velká řada biologických a medicínských studií.
Určitou míru zániku buněk organismus vydrží. Při vyšších hodnotách efektivní dávky a míry poškození buněk se však projeví akutní nemoc z ozáření. Hranice, které si nyní uvedeme, platí pro případ rychlého ozáření příslušnou dávkou. Příznaky nemocí z ozáření se objevují při dávce 1 – 2 Sv a přesná hodnota se u různých lidí liší. V případě dávky přibližně okolo 4,5 Sv umírá polovina zasažených a pokud je dávka vyšší než zhruba 6 Sv, umírají všichni. V případě nerovnoměrného ozáření různých části těla se projevuje i rozdílná citlivost různých tkání a orgánů. Velmi citlivé jsou například bílé krvinky. Znovu zdůrazňuji, že teď jde o jednorázové ozáření takovou dávkou. Jestliže dostaneme i vyšší efektivní dávku během dlouhodobého ozáření probíhajícího měsíce a léta, akutní nemoc z ozáření se neprojeví. Organismus se stačí regenerovat. Je to podobné opalování. Jestliže se budeme opalovat několik hodin na prudkém slunci, přivodíme si spáleniny. Jestliže si však tutéž dobu rozložíme do několika týdnů, spálení nám nehrozí.

 

Při nižších efektivních dávkách nebo při jejich rozložení do většího časového období má záření pouze stochastické (pravděpodobnostní) následky. V tomto případě se projevují hlavně následky mutací buněk vzniklých poškozením, které mohou v pozdějším období vést ke vzniku rakoviny. Tedy, existuje jistá pravděpodobnost, že se jako následek ozáření u člověka po určité době, zpravidla poměrně dlouhé, objeví zdravotní potíže (většinou v podobě rakoviny). Pravděpodobnost těchto následků je tím vyšší, čím je vyšší obdržená efektivní dávka. V tomto případě je výskyt případných zdravotních potíží rozložen do značně dlouhého časového období a navíc se jedná o příznaky, které se neodlišují od těch, které vznikají z jiných důvodu (mutace buněk vznikají i spontánně). Jejich počet lze tedy zjistit jen statistickými metodami, což je velmi těžké hlavně v případě nízkých dávek, kdy se počet příslušných případů například rakoviny může zvýšit jen o velmi málo oproti situaci bez vlivu ozáření.

 

Různé orgány a tkáně jsou různě citlivé k různým typům záření. Ověřování biologických účinků radiace na buňky, tkáňové kultury i organizmy na svazcích urychlovače je velmi důležité i pro její využití v medicíně, například při ozařování nádorů. V tomto případě se využívá daleko vyšší citlivosti rakovinných buněk k radiačnímu poškození. Musíme dobře vědět, jaký průběh a intenzitu pro ozařování zvolit, aby rakovinné buňky byly zničeny a zdravé buňky byly poškozeny co nejméně. Podrobněji o využití jaderných metod v boji s rakovinou jsem už na Oslovi psal. https://www.osel.cz/index.php?clanek=3485
Existují tři specifika primárního kosmického záření z hlediska biologického účinku. Jednak se v něm vyskytují i těžká jádra s poměrně vysokým nábojem. Relativně dobře je zastoupeno železo a jsou tam i těžší. Část jeho částic má velmi vysoké energie a celková hustota částic je relativně malá. Důsledkem většího náboje u těžších jader je již zmíněná silnější ionizace a odpovídající větší poškození buněk. V případném chránícím materiálu se v důsledku vysoké energii částic a jader rozvíjí spršky částic.
Těžké ionty se vyskytují v pozemských podmínkách málo, takže s nimi doposud nebyly zkušenosti. Znalosti v této oblasti jsou tak nedostatečné. Jejich využití při ozařování nádorů stoupá a jejich biologické účinky se začínají velice intenzivně zkoumat pomocí urychlovačů.
V roce 1952 předpověděl Cornelius Tobias, že těžké ionty kosmického záření s velmi vysokou energií by mohly vyvolávat v očích efekty, které by člověk vnímal jako světelné záblesky. Tyto záblesky poprvé pozorovali kosmonauti Apolla 11. Ověření příčin jejich vzniku provedl C. Tobias v laboratoři pomocí urychlovače BEVALAC, který se stal v roce 1974 prvním urychlovačem těžkých iontů na vysoké energie. Nechal do svých očí dopadat velmi slabě intenzivní svazek jader z tohoto urychlovače a zmíněné záblesky opravdu pozoroval. Dnes je jejich přítomnost běžnou součástí pobytu kosmonautů ve vesmíru.

 

Poškození elektroniky

 

Nejen biologické organismy, ale i další materiály a zvláště elektronické přístroje vystavené kosmickému záření mohou být poškozeny. V praxi se objevují dva typy poškození. Jednou z možností je postupná degradace materiálu. Jako příklad může sloužit postupné zhoršování účinnosti slunečních baterií, křehnutí některých konstrukčních materiálů nebo zhoršování funkce některých elektronických součástek. Druhou možností je defekt způsobený jednou částicí. Jde třeba o vymazání buňky paměti nebo zničení mikrosoučástky. Nebezpečí takových jevů se zvyšuje při stále se zvyšujícím stupni miniaturizace a integrace v elektronice.
Protože právě polovodičové součástky jsou poměrně citlivé na vliv radiace a zmíněná miniaturizace tuto citlivost zvyšuje, je potřeba veškeré materiály, součástky i celé přístroje před použitím ve vesmíru testovat na radiační odolnost. Ozařování se provádí tak, aby se celková dávka záření shodovala s dávkou, kterou součástka obdrží za celou předpokládanou dobu jejího pobytu ve vesmíru. Podobné testy se provádějí i pro materiály a součástky, které budou pracovat v radiačních podmínkách zde na Zemi, například na urychlovačích či v reaktorech. Podle typu záření, kterému bude součástka vystavena, se využívají zdroje rentgenového či gama záření, urychlovače nabitých částic nebo reaktory.
V praxi se pak ozařování provádí takovou intenzitou požadovaného záření, aby součástka během několika hodin ozařování obdržela takovou dávku, jako za předpokládaná léta své práce. Víme, že rychlejší ozáření je daleko nebezpečnější. V delším časovém období může docházet k regeneraci. Pokud tedy součástka vydrží rychlé ozáření, měla by dlouhodobé ozáření stejnou dávkou určitě vydržet.
Také na cyklotronu našeho ústavu se podobné testy elektroniky provádějí. V tomto případě můžeme využít jednak přímo svazek protonů nebo částic alfa a simulovat proud částic kosmického záření. Další možností je také využití pole neutronů, které vzniká v reakcích protonů s jádry v terči. Tyto neutrony pak simulují pole neutronů vznikajících v tříštivých reakcích protonů a jader kosmického záření. Nedávno jsme například testovali čidla slunečního záření, které připravují kolegové z Ústavu fyziky atmosféry AVČR pro ruskou sondu určenou k výzkumu Slunce. Kromě zařízení pro kosmické sondy testujeme také radiační odolnost přístrojů a součástek, které budou pracovat v experimentech na urychlovačích.

 

 

Problémem při testování kosmické techniky je spíše příliš velká intenzita svazku. Jestliže je třeba urychlovač využíván pro produkci radioizotopů pro medicínu, musí mít poměrně vysokou intenzitu svazku. Hustota částic ve vesmírném prostoru je o mnoho řádů nižší. Ve Spojených státech v oblasti testů odolnosti elektroniky vůči ionizujícímu záření spolupracuje nejčastěji organizace NASA s laboratoři v Los Alamos. Využívá se k tomu velký urychlovač protonů. V roce 2003 vzniklo podobné velmi moderní zařízení v Brookhavenské národní laboratoři BNL (USA).

 

 

Kosmické záření by mohlo v principu ovlivňovat i vlastnosti potravin, léků a dalších materiálů. Protože je důležité, aby zásoby při dlouhodobém letu zůstávaly kvalitní, je třeba ověřit případné změny vlivem radiace a způsoby ochrany zásob před ní. Testy se provádějí nejen na Zemi, ale i na stanici ISS.

 

Intenzita ozáření kosmonautů

Ve vesmírném prostoru na oběžných drahách okolo Země mohou být kosmonauti stále v ochranném vlivu magnetického pole Země. Na nízkých oběžných drahách, kde létají raketoplány a mezinárodní vesmírná stanice ISS, je dávka silně závislá na tvaru dráhy a její výšce. V případě malého sklonu dráhy, kdy se stanice nevzdaluje od rovníku, je daleko nižší než na drahách s větším sklonem, kdy se kosmická loď dostává do blízkosti pólů, kde se van Allenovy pásy přibližují k povrchu Země. Výška ISS je zhruba 400 km a dávka dosahuje zhruba 200 mSv za rok. Dávky u různých kosmonautů jsou velmi různorodé v závislosti na podmínkách letu (velmi proměnlivé sluneční činnosti, přesné dráhy lodi, počtu výstupů do volného prostoru). Posádka stanice Skylab 4 například obdržela efektivní dávku 178 mSv, tedy roční dávku zmíněnou u ISS, už během čtyřměsíčního pobytu. Zároveň můžeme poznamenat, že i ozáření dávkou, jakou dostali kosmonauti na Skylabu 4, zvyšuje riziko rakoviny řádově desetkrát méně než kouření cigaret. Připomeňme, že mluvíme o kosmonautech chráněných standardním stíněním současných kosmických stanic a lodí.
Radiace v místech van Allenových pásů je více než stonásobně vyšší. Ovšem van Allenovým pásům se lze vyhnout nebo jimi při cestě k Měsíci či do meziplanetárního prostoru proletět velice rychle. V meziplanetárním prostoru pak může dávka převyšovat hodnotu 500 mSv/rok, ovšem velice silně závisí na sluneční aktivitě. Intenzivní sluneční erupce může způsobit i smrtící dávku. Předpokládá se, že za standardních podmínek by posádka během výpravy na Mars v trvání jednoho roku bez žádné ochrany magnetickým polem Země obdržela dávku mezi 500 až 1000 mSv. Opět je třeba připomenout, že dávka závisí i na tom, jakou ochranu by jim kosmická loď byla schopna poskytnout a jaké by bylo sluneční počasí po dobu letu.
Ještě vyšší pozadí hlavně částic s vysokou energií je v mezihvězdném prostoru. Tam zase ovšem nehrozí nebezpečí slunečních erupcí. Při mezihvězdných cestách navíc narazíme na problém, že kosmická loď se bude muset pohybovat velmi vysokou rychlostí vůči mezihvězdné hmotě. Aby však protony mezihvězdného plynu měly energii 1 GeV, musela by tato rychlost být téměř 90% rychlosti světla.
Podívejme se, jaká je situace na povrchu různých vesmírných těles. Měsíc má zanedbatelnou atmosféru i magnetické pole, takže záření dopadá přímo na jeho povrch. Situaci zlepšuje, že zespodu nás chrání samotný Měsíc, ovšem na druhé straně jsou při srážkách vysokoenergetických částic s povrchem produkovány sekundární částice a zejména neutrony mohou být velmi nebezpečné. Pro ochranu kosmonautů lze využít zakopání případné základny pod povrch nebo její překrytí měsíčním regolitem. Podobná situace je i na ostatních tělesech bez atmosféry a magnetického pole.
Magnetické pole Marsu je v současnosti zanedbatelně slabé a jeho atmosféra je také mnohem slabší než u Země. Sloupec s jednotkovou plochou má tak 100krát až 150krát menší hmotnost. U Venuše je hustota atmosféry vysoká a z hlediska ochrany před kosmickým zářením dostatečná, hmotnost sloupce atmosféry o jednotkové hmotnosti je 90krát hmotnější než u atmosféry zemské. Magnetické pole planety je zanedbatelně malé.
Problémy s kosmickým zářením se zvyšují s přibližováním ke Slunci. Navíc planeta Merkur nemá významnější atmosféru a magnetické pole sice má, ale je více než tisíckrát slabší než u Země.
U velkých planet může být problém s velmi intenzivním magnetickým polem, které zachytává nabité částice a vytváří struktury podobné van Allenovým pásům, ale daleko větší a s intenzivnější radiací.

 

Jak chránit kosmonauty i přístroje

A teď se podívejme na to, jak se můžeme ve vesmíru před zářením chránit. Je třeba zabránit tomu, aby vznikla nemoc z ozáření a ani riziko vzniku rakoviny v celém následujícím období života by se nemělo zvýšit nad únosnou míru (za rozumnou hranicí se považuje 3 % pravděpodobnost vzniku rakoviny). Pro efektivní organizaci prací ve zhoršených radiačních podmínkách potřebujeme znát a předpovídat stav radiace v různých místech a různé době a potřebujeme velice kvalitní určení dávky, kterou kosmonauti obdrží. Pro zmírnění následků a zrychlení regenerace se dají využít medicínské prostředky. Pro samotné snížení ozáření, kterému je kosmonaut vystaven, se můžeme inspirovat v přírodě a využít absorpci vrstvou materiálu nebo magnetickým polem. V následujících částech si rozebereme jednotlivé možnosti podrobněji.

 

Předpověď „vesmírného počasí“

 

Jak jsme se už zmínili, intenzita kosmického záření se dosti značně mění v čase. Velmi silně závisí například na sluneční činnosti. Nemusí to být ovšem úplně přímočaré. Sluneční vítr totiž vytlačuje galaktické kosmické záření, jehož je tak v době vyšší aktivity Slunce méně.

 

Během silné sluneční erupce dochází ke zvýšení emise částic o mnoho řádů. Jeden z největších případů výtrysku protonů ze Slunce nastal například v srpnu 1972 v době mezi letem Apolla 16 a 17. Pokud by mise k Měsíci probíhala právě v této době, dostala by posádka život ohrožující dávku i uvnitř kosmické lodi. Nabité částice však neletí ani přímočaře ani příliš rychle. Toho lze využít k tomu, aby se kosmonauti včas schovali do protiradiačních úkrytů. Nezbytné je ovšem podrobné sledování sluneční činnosti. Je třeba vybudovat systém včasné výstrahy. Ze Země už byla vypuštěna řada kosmických sond, které jak z oběžné dráhy okolo Země, tak i z dráhy okolo Slunce studovaly sluneční činnost, sluneční erupce, vlastnosti slunečního větru a hustoty nabitých částic v různých místech Sluneční soustavy. Sonda Ulysses dokonce měla možnost studovat polární oblasti Slunce.

Magnetické pole mění dráhu nabitých částic z erupce, takže Zemi mohou zasáhnout i ty, které vznikly na odvrácené straně Slunce. Je třeba proto vybudovat soustavu sond pozorujících Slunce ze všech stran a vytvořit kompletní obraz slunečního počasí a možnost jeho předpovědi. Podrobný výzkum sluneční činnosti a pochopení jejího mechanismu by nám měly podobně jako u počasí na Zemi umožnit dělat krátkodobé i dlouhodobější předpovědi. Diky tomu, že částice přiletí k Zemi později než světlo, mohly by sluneční sondy fungovat jako systém včasné výstrahy a dát kosmonautům možnost se schovat do úkrytů. Nepřetržité studium slunečního počasí by se mělo dostat na novou úroveň právě v těchto letech. Koncem roku 2006 byly vypuštěny dvě kosmické sondy v rámci programu STEREO . Po složitých manévrech na dráze okolo Země se obě dostaly na dráhu okolo Slunce. Jedna se pohybuje před Zemí a druhá za ní. Měly by tak umožnit nepřetržité komplexní studium celého Slunce. To přispěje k pochopení procesů šíření částic vyvržených ve slunečních erupcích. Při nich se do meziplanetárního prostoru dostávají až desítky miliard tun sluneční hmoty v podobě plazmy. Rychlost většiny částic této plazmy je v řádu tisíců km/s a poznatky o jejich pohybu jsou velmi důležitá. Přesnost předpovědí příchodu nabitých částic ze slunečních erupcí k Zemi by se měla pomocí sond programu STEREO výrazně zlepšit. Dosud byla v řádu dne a nyní dosáhne řádově hodiny.

 

Sluneční aktivita se mění v jedenáctiletém cyklu. V dobách maxima tohoto cyklu je daleko vyšší intenzita sluneční činnosti, větší pravděpodobnost erupcí a mnohem větší počet částic slunečního větru. Zároveň je daleko efektivnější zadržování galaktické kosmického záření, jehož intenzita tak může být až dvakrát nižší.

 

V době minima sluneční složky pak nastává maximum galaktické složky kosmického záření. Protože největší riziko přichází s velice silnými erupcemi na Slunci, předpokládá se, že případný let na Mars by bylo rozumné uskutečnit v době minima sluneční aktivity. Některé erupce by totiž usmrtily kosmonauty chráněné i ochranou, kterou měl velitelský modul kosmických výprav Apollo. Mohly by totiž dostat dávku až několik Sv ve velice krátkém čase. To by vedlo ke vzniku nemoci z ozáření.

 

Časové limity a dozimetrické monitorování

 

Stejně jako u každého pracovníka, který se pohybuje v radioaktivním prostředí, provádí se i u kosmonautů pečlivé sledování efektivní dávky, kterou obdrželi. Zároveň je třeba určovat úroveň radiace (tok různých typů částic) v různých místech uvnitř i vně kosmické lodi. Používaná měřidla jsou v zásadě dvojího typu. První průběžně udávají momentální míru radiace v daném místě. Slouží k rychlému zjištění momentálního stavu, orientaci a varování posádky. Druhá shromažďují údaj o celkové dávce, kterou příslušný kosmonaut obdržel během určité doby.

 

Pro určení celkové dávky ionizujícího záření se velice často využívají filmové dozimetry, různé typy jaderných emulzí, plastické detektory stop nabitých částic, termoluminiscenční dozimetry nebo také elektrostatické dozimetry. U filmových dozimetrů se stupeň ozáření určuje z míry zčernání. Zároveň se pro hrubé rozlišení typu částic a jejich energie dávají okolo filmu filtry z různých materiálů. V jaderných emulzích a detektorech stop částic vytváří ionizující částice stopy, z jejichž počtu lze určit intenzitu záření. U termoluminiscenčního dozimetru dochází k excitaci molekul použité látky. Při následném ohřátí se tyto vybuzené hladiny vybíjejí formou luminiscenčního světla. Z intenzity tohoto světla lze určit intenzitu záření. Princip funkce elektrostatického dozimetru jsme si už vysvětlili na příkladu elektroskopu. Pro určení toku neutronů se využívají aktivační folie (například zlatá). Neutrony v reakcích s jádry fólie produkují radioaktivní izotopy. Z aktivity fólie pak určíme i celkový počet neutronů, který fólií proletěl.

 

 

Pro průběžné měření radiační situace se často používají plynové detektory (například Geiger-Müllerovy nebo proporcionální čítače) nebo scintilační detektory. Pro měření toku neutronů, které vznikají při reakcích primárních částic kosmického záření s jádry konstrukce lodi, se používají tzv. Bonnerovy koule. U nich je velmi účinný detektor tepelných neutronů (mají velmi nízkou energii a tedy i rychlost) obklopen plastickou hmotou, která velmi účinně neutrony zpomaluje.

 

 

Dozimetrické sledování je důležitou součástí každého kosmického letu, provádělo se od počátku kosmonautiky a neustále se hledají možnosti pro jeho zlepšování. Při letech na Měsíc v rámci programu Apollo se lidé dostali i mimo ochrannou náruč magnetického pole Země. Američtí kosmonauti měli pro potřeby přesného určení celkové obdržené dávky osobní radiační dozimetr, který ukazoval okamžitou a celkovou obdrženou dávku, a tři pasivní dozimetrické jednotky. Navíc měli přenosný dozimetr, který jim umožnil kontrolovat úroveň radiace v různých místech kosmické lodi v případě sluneční erupce nebo jiné nebezpečné situace.

 

Řadu dozimetrických měřidel využívají kosmonauti na mezinárodní stanici ISS. Skládají se jednak z osobních dozimetrů členů posádky a dále z detektorů, které měří úroveň radiace v různých místech komplexu stanice. Přesné určení ozáření kosmonautů a jeho vlivu na jejich zdravotní stav je velmi důležité, a tak se různé typy dozimetrů a vliv radiace na lidský organismus studují při každém letu. Například dozimetry využívající emulze pro záznam drah nabitých částic se testovaly a využívaly i při letu slovenského kosmonauta Ivana Belly na kosmické stanici MIR v roce 1999. Hledání nových typů dozimetrů a jejich testování, ověřování dozimetrických postupů se věnuje řada pracovišť. V Česku se tím zabývá na světové úrovni oddělení dozimetrie záření v našem ústavu, které má na starosti i sledování českých pilotů na dálkových trasách.

 

 

Důležitou složkou ochrany kosmonautů při případných letech k Měsíci nebo planetám je snaha zkracovat jejich dobu. Je zřejmé, že pro dosažení tohoto cíle je klíčový výkonný a dlouhodobě pracující motor. Splnit takový úkol by mohl právě některý z jaderných pohonů, jak jsme o tom psali v předchozím článku. Další nutnou strategií je omezování práce mimo dobře chráněné moduly na nezbytně nutnou míru. Všechny práce ve volném kosmickém prostoru, na měsíčním či planetárním povrchu potřebují kvalitní plán a rozvrh prací. Pokud je to nutné, je třeba častá výměna posádek pracujících v horších radiačních podmínkách. Kvalitní dozimetrické sledování umožňuje rozložit dávku mezi konkrétní kosmonauty a do dostatečně dlouhé doby.

Během letu i po něm se velice pečlivě zkoumá zdravotní stav kosmonautů. Běžné je zkoumání krve před a po letu. Pozoruje se například větší počet poškození chromozomů v krvinkách jako důsledek radiační zátěže. Velmi podrobné studium míry ozáření posádek a jejího biologického vlivu na konkrétní kosmonauty je důležitým nástrojem pro poznání vlivu kosmického záření na člověka a stanovení co nejpřesnějších limitů pro práci kosmonauta za různých radiačních situací. Všechna dozimetrická a lékařská data kosmonautů se pečlivě shromažďují a schovávají.

 

V současnosti má organizace NASA archív dat o všech obdržených dávkách kosmonautu za dobu trvání kosmického výzkumu, tedy více než 45 let. Kosmonauti jsou sledováni i později a průběžně se dělají statistické studie, jestli s vyšší mírou jejich ozáření nevzrůstá v pozdější době pravděpodobnost výskytu některých nemocí. Díky tomu by se měly nastavit takové limity na dávku, které by zatížily organismus kosmonauta na únosnou míru, ale zároveň by ho příliš brzy nevyřazovaly z práce ve vesmírném prostoru. Současný roční limit efektivní dávky jsme už uváděli. Limit pro celou pracovní kariéru byl v současné době držen na hodnotě 2 Sv pro muže ve věku 30 let a ženy ve věku 38 let, ke kterému se přidává člen závislý na věku. Ten pro mladší ročníky limitní dávku snižuje a pro starší zvyšuje. Bere tak v úvahu, že čím je člověk starší, tím je menší šance, že u něho stihne propuknout rakovina. Absolutní hranicí jsou však 4 Sv. Tyto limity se ovšem s růstem našich znalostí mění.

 

Další možnosti jsou inspirovány ochranou, kterou nám poskytuje Země. Ta nás jednak stíní vrstvou materiálu, ale také svým magnetickým polem.

 

Odstínění materiálem

Pasivní stínění analogické tomu, které nám dává atmosféra, můžeme vytvořit vrstvou materiálu, kterým obklopíme kosmickou loď. Vrstva materiálu však musí být dostatečně tlustá, aby její účinek odpovídal účinku atmosféry. Zároveň je důležitý výběr co nejvhodnějšího materiálu. Absorpční vlastnosti materiálu závisí jednak na druhu záření, které má pohltit, a na jeho složení.

 

Ionizující částice ztrácejí nejvíce energie v materiálu s velkým atomovým číslem, a tedy nábojem jader. Výhodná je i vysoká hustota.
Záření gama je nejvíce pohlcováno v materiálu s velkým atomovým číslem. Výhodné je tedy například olovo, které se využívá jako ochrana například na rentgenových pracovištích nebo při ozařování zdroji záření gama. Zde nastává ještě specifický jev. Jak jsme se zmínili, při fotoefektu jsou vyráženy elektrony z vnitřních slupek atomu. Při přeskoku elektronu z vnější slupky na uvolněné místo se vyzáří foton rentgenového záření. Ten má tím vyšší energii, čím je atomové číslo materiálu vyšší. Proto je výhodné vytvořit více vrstev, kde jsou materiály postupně se stále menším atomovým číslem. Takže i sekundární rentgenové záření je postupně pohlcováno a produkované rentgenové fotony mají stále nižší energii.
Pro ochranu před neutrony jsou vhodné materiály z lehkých jader, nejlépe vodík. Plyne to čistě ze zákonů zachování energie a hybnosti. Pokud má jádro, se kterým se neutron sráží, hmotnost stejnou jako neutron, může mu předat daleko více energie než v případě, že má jádro hmotnost větší.
Jak už bylo zmíněno, vzniká při průchodu částic materiálem řada sekundárních částic a radioaktivních jader. Při nevhodně vybrané tloušťce a složení ochranné vrstvy může být efektivní dávka obdržená za zástěnou větší než bez ní. Proto je třeba vybírat materiál s malou produkcí radioizotopů. Velmi vhodný je z tohoto hlediska například vodík. Tloušťka musí být dostatečná, aby se stihly pohltit i sekundární částice spršky.
S výhodou by se mohlo využít stínění z více vrstev různých materiálů, například dvojité stěny z materiálů z těžších jader mezi nimiž je voda, která by se mohla využívat jako zásoba pro posádku. Je snaha dosáhnout pohlcení alespoň kosmického záření ze Slunce, které má nižší energii, a dosáhnout tím i v meziplanetárním prostoru podmínek podobných situaci na nízké orbitě okolo Země.
Ještě složitější je situace při návrhu složení ochranné vrstvy skafandru, jejíž tloušťka je z pochopitelných důvodů omezená. Navíc musí zajistit mnoho dalších životně důležitých funkcí než jen ochranu před zářením. Takže skafandry mohou mít až několik desítek vrstev.
Na planetách můžeme stavět obytné místnosti pod povrchem, chráněné vrstvou horniny. Na Měsíci tak můžeme využívat měsíční regolit, kterým je pokryt jeho povrch. V tomto případě se využívá materiál, který je po ruce. Velmi intenzivně se pracuje na testování různých možností a hledání nejvhodnějších variant stínění.
Pro simulaci průchodu záření materiálem, jeho zachycování a biologických účinků se vytvářejí transportní programy na principu Monte Carlo⁴. Pro ně se vytvářejí modely složení kosmického záření, různých typů stínění, biologických účinků jednotlivých druhů záření i počítačové fantomy lidského těla.
Velice důležitou složkou zlepšování těchto programů je měření pravděpodobností (tzv. účinných průřezů) různých reakcí, ke kterým při průchodu částic dochází, a jejichž přesná znalost je potřebná pro programy simulující transport částic materiálem. Je třeba určit jejich závislost na energii a typu částice. Hledají se fyzikálních modely a programy, které dokáží tyto závislosti popsat.

 

Výzkumy v oblasti interakcí protonů a neutronů různých energií jsou důležité nejen pro kosmický výzkum, ale uplatní se i pro výzkum budoucího využití termojaderné fúze nebo urychlovačem řízené transmutace jaderného odpadu, proto na nich pracujeme i v našem ústavu. Používáme neutronový zdroj postavený na našem urychlovači. Pro produkci neutronů se využívají reakce protonů s terčem z berylia nebo těžké vody. V rámci mezinárodní spolupráce provádíme experimenty i s urychlovačem, který je v laboratoři SÚJV⁴ v Dubně (Rusko) a umožňuje urychlovat protony i těžší jádra na rychlosti blízké rychlosti světla.
Důležitou součástí hledání a přípravy nejvhodnějších materiálů je i jejich testování. Jednou z laboratoří, která na tomto problému s NASA spolupracuje, je už několikrát zmiňovaná BNL. Intenzivně se zde využívá urychlovač protonů a jader. Řada dalších testů využívá balónové lety ve vysoké atmosféře a pochopitelně i lety vesmírných sond. Získaná data se používají také k ověřováni simulačních programů.

 

Jak už bylo zmíněno, velmi často se pro ochranu uvažuje voda. Ještě účinněji by stínil polyetylén, protože hmotnost jádra uhlíku je menší než hmotnost kyslíku a polyethylen tak má větší hmotnostní zastoupení vodíku. Podívejme se, jaká množství vody, polyetylénu nebo hliníku bychom potřebovali pro vytvoření stínění před radiací odpovídající stínění atmosférou. Abychom dostali stejně kvalitní ochranu, jakou poskytuje zemská atmosféra, budeme požadovat už zmíněných 10000 kg na m². Náš výpočet bude velmi zjednodušený a nebude brát ohledy na různou absorpční schopnost rozličných materiálů i rozdíl v délce dráhy částic v něm. Voda má hustotu 1000 kg/m³, polyetylén jen o trochu menší, a tak by tloušťka vrstvy vody či polyetylénu musela být okolo deseti metrů. Hustota hliníku je 2700 kg/m3 a v tomto případě by tloušťka musela být zhruba 3,7 m. To je velmi mnoho a z praktického hlediska by to bylo realizovatelné jen u obrovských lodí. Ovšem měsíční základna zahrnutá několika metry regolitu či marsovská stanice v umělé či přírodní jeskyni několik metrů pod povrchem, to už tak nesmyslně nezní.

Z praktického hlediska je také třeba vzít v úvahu, že zpočátku klesá dávka s tloušťkou rychle a později stále pomaleji. Přičemž už 20 cm polyetylénu dokáže dávku snížit zhruba na polovinu. Navíc není třeba ji snižovat na úroveň na povrchu Země a zastavit částice i velmi vysokých energií. Podívejme se například na dolet nabitých protonů v hliníku. Pro jejich energii 1 GeV je sice dolet 152 cm, ale už pro energii 500 MeV je pouze 55 cm a zde už je zhruba hranice pro maximální energii protonů ze Slunce. Další snižování doletu s energií jde rychle. Pro energii 200 MeV je to 12 cm, pro 100 MeV už pouze 4 cm. Hliník má ovšem jednu nevýhodu oproti vodíku, že v něm interakcemi protonů vznikají radioaktivní prvky, například izotop ²⁴Na, stejně jako je tomu u dalších těžších jader. Vhodnou kombinací materiálů a odstoupením od maximalistických nároků se však můžeme dostat k rozumným tloušťkám stínění.

Odstínění magnetickým polem

Jedná se o aktivní typ stínění, který je inspirován vlastnostmi magnetického pole Země. Specifické je, že tato ochrana funguje pouze pro nabité částice. Protože u kosmických lodí nebudeme mít takový prostor a energie částic kosmického záření mohou být i velmi vysoké, musí být intenzita magnetického pole značná. I když se idea využití magnetického stínění objevila už před delší dobou, reálné studie a první testy se objevují až v současnosti. Existuje několik skupin, které se této problematice věnují a úsilí v této oblasti intenzivně podporuje i NASA. Jedna ze skupin pracuje na MIT^[6] pod vedením bývalého kosmonauta Jeffrey Alan Hoffmana. Podobně jako ostatní i jejich studie využití stínění kosmického záření pomocí intenzivního magnetického pole předpokládá využití supravodivých magnetů. Provoz takových magnetů umožňuje dosažení vyšší intenzity magnetického pole a je i daleko méně energeticky náročný než provoz klasických teplých magnetů. To je při jejich využití na kosmických lodích velice důležité.

 

 

Intenzivní magnetické pole je nejen pro lidský organismus nebezpečné. Je tedy třeba ho formovat tak, aby kolem obytných prostor posádky vytvořilo bublinu, uvnitř které by byla jeho intenzita nulová nebo aspoň velice nízká. Potřebujeme tedy vytvořit něco, co by se dalo nazvat magnetickou Faradayovou klecí - v obytných částech nulové magnetické pole, vně pak silné magnetické pole. Je třeba poznamenat, že stejně jako u Země v oblasti pólů, bude mít i magnetický štít kosmické lodi slabá místa.

 

 

Problémem pro využití supravodivých magnetů je, že pracují při velmi nízké teplotě v oblasti teploty tekutého helia (přibližně - 271^oC). Tekuté hélium je pak třeba využívat jako hlavní chladící medium. Pro předchlazení se používá tekutý dusík. Pro takové teploty musí být vybrány i speciální konstrukční materiály. V současnosti se supravodivé magnety využívají například u urychlovačů nebo detektorů vysokoenergetických částic, kde také pomáhají měnit dráhy částic. Při konstrukci existujících velkých supravodivých magnetů se využívají slitiny niobu a titanu, čímž je dána i maximální dosažitelná intenzita magnetického pole 10 T. To je více než sto tisíckrát větší intenzita než má magnetické pole Země. Například magnety urychlovací trubice LHC mohou dosáhnout intenzitu 8,36 T. Jejich délka bude více než 14 m a vnitřní průměr 56 mm. Pracovní teplota musí být 1,9 K a hodnota proudu, který prochází „cívkami“, je velmi velká - 15 kA. Příkladem současné techniky velkých supravodivých magnetů jsou magnety vysokoenergetických částicových experimentů, které budou pracovat na LHC. Ty vytvářejí magnetické pole v daleko větším objemu, než je tomu u magnetů pro urychlovač. Využívají se pro určení hybnosti nabitých částic ze zakřivení jejich letu v silném magnetickém poli. Magnet detektoru CMS pracuje při teplotě 4,2 K, centrální magnetické pole má intenzitu 4 T, jeho hmotnost je 11000 tun, magnetická délka 12,5 m, nominální proud 20 kA. Velice podobný magnet má i detektor ATLAS, který vytváří stabilní a přesně definované pole v ještě větším objemu 20 x 20 x 25 m³.

 

S heliovými teplotami jsou zkušenosti už i ve vesmíru. Chlazení pomocí tekutého helia využívají například infračervené dalekohledy. Supravodivý magnet zatím do vesmíru neletěl. První by měl mít spektrometr částic AMS-02 (The Alpha Magnetic Spectrometer), který navazuje na daleko menší spektrometr s permanentním magnetem AMS-01. Spektrometr AMS-01 letěl v roce 1998 na raketoplánu, studoval chemické a izotopové složení hmoty v meziplanetárním prostoru a hledal mimo jiné i jádra antihélia pro případné potvrzení existence antihmoty někde ve vesmíru. AMS-02 by měl být zhruba tři roky umístěn na mezinárodní stanici ISS. Byl by to první supravodivý magnet ve vesmíru. Díky němu by se mohly získat první praktické zkušenosti v této oblasti. Intenzita jeho magnetického pole by byla zhruba 0,9 T. Bohužel se program vzhledem k problémům, které NASA s raketoplány a lety k ISS má, už velice zpozdil. Je otázkou, zda se jeho start vůbec zrealizuje. Podrobněji jsem už situaci kolem něho na Oslovi rozebíral.

 

 

Menší typy supravodivých magnetů se vyrábějí už i ze slitiny niobu a cínu. V tomto případě se dosahuje až intenzity magnetického pole 22 T. Lze tedy očekávat pokrok i u velkých magnetů. Pro přípravu velkých magnetů umožňujících dosažení ještě vyšší intenzity magnetického pole je nezbytný další vývoj supravodivých kabelů a technologií na bázi Nb₃Sn (zmíněné slitiny niobu a cínu), případně nalezení dalších ještě vhodnějších slitin, které pracují při přece jen aspoň trochu vyšších teplotách. Byť jde jen o několik stupňů. Nutný je vývoj co nejefektivnějšího chlazení a velmi účinná ochrana proti zkratu. Je třeba zajistit co nejspolehlivější a bezporuchový chod takového zařízení. Ochlazení a uvedení do chodu magnetu, u kterého došlo například ke zkratu, není krátkodobou záležitostí a v současné době trvá několik hodin. Jestli nastane zkrat nebo jiný problém u magnetu urychlovače či experimentu, nejedná se o problém fatální. Pokud by ovšem došlo k výpadku magnetu na kosmické lodi během sluneční erupce, mohlo by to posádku stát život. Podrobnější článek o supravodivých magnetech bych rád napsal.

Cílem studií je navrhnout takový systém, který by umožnil snížení dávky na 200 mSv za rok a zajistil ochranu před výrony částic ze Slunce, jejichž energie většinou nepřesahují desítky MeV. Ochrana magnetickým polem by se měla kombinovat s pasivním stíněním, integrovat se s kosmickým plavidlem a přinést podstatné snížení hmotnosti lodi.

V delším horizontu je velkou nadějí možnost využití vysokoteplotní supravodivosti. Už nyní se v laboratořích dosahuje supravodivosti u teploty vyšší než -153^oC a objevují se i první průmyslové aplikace těchto materiálů. Zlomem by se mohlo stát průmyslové zavedení supravodičů, které by pracovaly alespoň při teplotě tekutého dusíku (bod varu dusíku je -196^o C). Chlazení tekutým dusíkem je využíváno velice často a je daleko jednodušší než chlazení na teploty tekutého helia.

 

Ochranu magnetickým polem zefektivníme, jestliže budeme do magnetického pole vstřikovat plazma přesně daným způsobem. Získáme tak rozpínající se magnetické pole dané expandujícím plazmatem. K podobnému jevu dochází i v zemské magnetosféře. Navíc v tomto případě by mohla interakce takové expandující magnetické plazmové bubliny se slunečním větrem fungovat jako pohon.

 

Další možností by mohlo být vytvoření elektromagnetické pole pouze oblakem plazmatu, který by obklopoval kosmickou loď. Plazma by se produkovalo ionizací silným elektrickým polem a vytvořilo by oblak okolo lodi o rozměrech řádově stovky metrů. Je třeba zajistit zachycení a udržení tohoto plazmového oblaku. K tomu by měla sloužit drátěná síť vně lodi okolo oblaku,  kterou by procházel elektrický proud, a vytvořené magnetické pole by udržovalo plazma. Tato síť by zajistila přítomnost plazmového oblaku v blízkosti lodi. Ionizovaný oblak plazmatu by pak svým elektromagnetickým polem odkláněl nabité částice kosmického záření. Tuto metodu rozpracovává například tým J. Slougha z Washingtonovy university v Seattlu (USA). Připravují se testy ve vakuové komoře a v budoucnu se uvažuje i s reálnými družicovými testy. Plazmový oblak na oběžné dráze vytvořila už jedna z družic programu AMPTE (Active Magnetospheric Tracer Explorer), ale v tomto případě se oblak plazmatu rozptýlil.

Je třeba poznamenat, že obě metody využívající plazma jsou zatím spíše teoretické a o možnostech jejich realizace, která určitě nebude v nejbližších desetiletích, existují stále pochybnosti.

Jen pro úplnost připomínám, že se někdy uvažuje o nabití lodě velmi vysokým kladným nábojem, který by svým elektrickým polem odpuzoval kladně nabité protony a jádra. Vzhledem k tomu, že protony a jádra mají velmi vysokou energii, muselo by být nabití velmi vysoké. Problémem je, že takové pole by naopak velmi silně přitahovalo elektrony a místo přirozeného záření protonů a jader vzniká uměle vytvořené záření složené z elektronů. Navíc by vytvoření tohoto náboje potřebovalo příliš vysoké elektrické výkony a bylo by potřeba řešit problém  hromadění záporného náboje přitahovaných elektronů.

Léky proti radiaci

Základní nutností je udržování celkové co nejlepší kondice kosmonautů. I další opatření se většinou týkají preventivní medicíny snažící se o zvýšenou odolnost kosmonauta proti radiaci. Hledají se speciální diety, krémy na ochranu kůže, antiradiační léky. Odolnost proti radiaci zvyšuje i dostatečný přísun vitamínů A a C.

Další oblastí je hledání speciálních léků, které zlepšují schopnost regenerace škod vzniklých radiací. Jde například o sloučeniny pomáhající při odstraňování volných radikálů, které v důsledku ionizace vznikají. V této oblasti se využívají zkušenosti získané při léčbě pacientů s nádory pomocí ozařování. Zmíněné léky, které se nazývají radioprotektiva, můžeme rozdělit do dvou kategorií podle doby jejich účinku na látky krátkodobé a dlouhodobé. Radioprotektivní látky krátkodobé účinkují řádově minuty až hodiny a mohou se používat opakovaně. Jejich aplikace by přicházela v úvahu před vstupem do prostředí se zvýšenou radiací nebo při zasažení kosmické lodi částicemi ze sluneční erupce. Dlouhodobé radioprotektivní látky se využívají k navození dlouhodobější odolnosti vůči záření. Účinek zpravidla nastává až po nějaké době a někdy je potřebná opakovaná aplikace. Krátkodobé radioprotektivní látky jsou většinou chemického původu a dlouhodobé biologického.

Jako chemická radioprotektiva se uvažují hlavně sloučeniny na bázi síry a deriváty indolylalkylaminů. Z první zmíněné skupiny je známou možností látka amifostin (derivát kyseliny thiofosforečné), která vychytává volné radikály. Její výhodou během využití při ozařování nádorů je, že chrání selektivně právě zdravé buňky. Problémem je, že většina látek s radioprotektivnímy vlastnostmi má také nežádoucí vedlejší účinky. Takže zatím by se mohly uplatnit jako pojistka, která by se použila například v okamžiku nečekané silné sluneční erupce, když by se kosmonauti neměli šanci dostat do nějakého dobře chráněného místa.

Biologická radioprotektiva mají většinou nižší účinek než chemická a působí hlavně podporou zvýšení krvetvorby. Zkoumal se účinek různých rostlinných extraktů, pohlavních hormonů, už zmíněných vitamínů, heparinu, polysacharidů a různých dalších látek. Vhodné je i využití enzymů. Velký význam mají i látky, které zvyšují imunitu organismu a zabraňují tak rozvoji infekcí při jeho oslabení.

 

 

Lékařský pokrok v této oblasti by v budoucnu mohl výrazně snížit rizika plynoucí z kosmické radiace. Můžeme uvažovat o cílených lécích nebo dokonce o nanotechnologiích, díky nimž by nanostroje velikosti buňky dokázaly poškozené či zmutované buňky vychytávat a pak je buď opravovat nebo ničit. Využívaly by toho, že poškozená buňka produkuje protein, kterým signalizuje její poškození. Existují také enzymy, které dokáží u buňky spustit autodestrukční proces. Takové metody však zatím fungují jen ve vědecké fantastice.

Při vzniku nemoci z ozáření je pak spíše snaha řešit její sekundární projevy, zabránit infekci a co nejvíce podpořit regeneraci organismu a hlavně krvetvorbu. Ve vážnějších případech se přistupuje k výměně krevních složek či dokonce transplantacím kostní dřeně.

V případě vzniku rizika kontaminace radioizotopy, které by se mohly ukládat v některých tělních orgánech, je potřeba zajistit dostatečný přísun stabilního neradioaktivního izotopu. Známým případem je radioaktivní jód a jeho nebezpečné ukládání ve štítné žláze. Je však třeba říci, že v souvislosti s kosmickým zářením je vznik takové situace málo pravděpodobný, neboť příslušné izotopy by mohly vznikat pouze jako sekundární produkty reakcí jader kosmického záření s materiálem kosmické lodi.

Zlepšení radiační odolnosti

Ví se dobře, že existuje rozdílná citlivost různých lidí vůči radiaci. Je rozumné využít tuto zkušenost při výběru budoucích posádek kosmických lodí. Tato odolnost je geneticky podmíněná, takže se zlepšením znalosti lidského genomu by se v budoucnu mohly výběr posádek kosmických lodí a jejich ochrana modifikovat i podle těchto hledisek.V současnosti se uvažuje, že v posádkách letících například k Marsu by měli být spíše starší lidé, kteří jsou po reprodukčním cyklu a s menší pravděpodobností, že se u nich stačí rozvinout rakovina

Možná je modifikace či nahrazení nejcitlivějších částí těla ať už na přechodnou dobu při současném zmrazení odebrané části nebo natrvalo. Už teď se v principu tato možnost využívá před ozařováním při boji s rakovinou a mohla by se uplatnit před letem  na Mars v podobě zmrazení části kostní dřeně, krve, reprodukčních orgánů (vajíček nebo spermií) pro případné pozdější využití při léčení.

 

Do této oblasti bychom mohli zařadit i hibernaci posádky při dlouhodobém letu. V takovém případě se velice zmenšuje prostor, který je třeba intenzivně před radiací chránit a tedy i problémy jak s pasivním tak aktivním stíněním.

Základní problém je ovšem poškození DNA a s tím se dá velice těžko něco dělat. I když mezi živými organismy na Zemi existují druhy, které jsou proti radiaci i značně odolné. To naznačuje, že možnosti vylepšení s využitím genového inženýrství jsou otevřené. Limity by mohly být dány tím, že zmíněné odolné organismy jsou spíše jednodušší. Řešením by mohl být přechod inteligence na jiné formy než biologické. Jak však bylo zmíněno i u elektroniky se s růstem integrace a miniaturizace zhoršuje odolnost proti záření, a to jsme zatím daleko od takového stupně, který by umožňoval existenci inteligence na této bázi. To by se dalo řešit posilováním samoopravných mechanismů třeba právě s využitím již zmíněných nanotechnologií. Většina řešení uvedených v této kapitole však také přináší řadu otevřených otázek filozofického a morálního charakteru, které by bylo nutno vyřešit při zvažování možných přínosů a ztrát při jejich využití. V každém případě jsou  taková řešení zatím jen vděčným tématem vědecké fantastiky.

Závěr

Kosmické záření představuje jeden z hlavních problémů, možná přímo nejkritičtější, který je třeba vyřešit před uskutečněním meziplanetárních či dokonce mezihvězdných letů nebo budováním stálých základen na vesmírných tělesech. Ukazuje se, že provoz stálé základny na Měsíci a cesta kosmonautů na Mars a zpět jsou i v současnosti z hlediska rizika kosmického záření uskutečnitelné. Kombinace pasivního stínění, případně aktivního s využitím klasických supravodivých magnetů, stálé hlídání slunečního počasí, vhodný výběr doby letu a posádek s využitím současných lékařských možností umožňuje snížit riziko pro kosmonauty na akceptovatelnou hodnotu. Dokážeme ho dostat na úroveň ostatních rizik spojeným s takovým dobrodružstvím. Ochrana před částicemi s velmi vysokou energií (vyšší než GeV) je  v současnosti velmi náročná až téměř nemožná. Těchto částic je však jen malé procento a nemusí představovat nepřekonatelnou překážku. Je však velmi důležité velmi dobře znát jejich biologické účinky a míru rizika, které posádkám přinášejí. Pro dlouhodobý pobyt na povrchu Měsíce a Marsu je nutné využít ukrytí základen pod povrch.

 

 

Cesta dále nebo trvalejší provoz na meziplanetárních drahách již potřebuje změny a pokrok hlavně v oblasti supravodivých magnetů a různých výkonných a rychlých druhů pohonu. Potřebný zlom by mohl přinést pokrok v oblasti vysokoteplotní supravodivosti nebo kdyby se ukázalo, že je prakticky realizovatelná některá z forem aktivního stínění s využitím plazmatu. Pomohlo by i dramatické zlepšení lékařských možností s využitím radioprotektivních metod s vysokou efektivitou opravování poškozených buněk a ničení zmutovaných.

Metody umožňující opravdu dlouhodobý pobyt ve vesmíru nebo ochranu posádky při mezihvězdném letu jsou však zatím v oblasti vědecké fantastiky. Ovšem, troufám si říci, že v době, kdy budeme mít k dispozici pohony pro mezihvězdné lety, které byly popsány v předchozím článku, budeme už znát i způsob, jak se vypořádat s radiací.

---

 

^[1] π^± → e^± + ν_e (anti-ν_e)

^[2] BNL - Brookhaven National Laboratory

^[3] STEREO - Solar TErrestrial RElations Observatory

^[4] Transportní programy pracují tak, že při simulaci počítají dráhu částice v materiálu a její ztráty energie ionizací. V okamžiku, kdy se částice dostane do takové blízkosti jádra materiálu, že nastane reakce, vybere na základě známého rozdělení pravděpodobnosti různých průběhů reakce a náhodného čísla jednu variantu a sleduje pak dále pohyb a interakce všech částic, které v reakci vznikly. Rozehráním spousty případů pak můžeme počítačově simulovat průběh průchodu záření hmotou.

^[5] SÚJV – Spojený ústav jaderných výzkumů

^[6] MIT - Massachusetts Institute of Technology