Zabójcze promieniowanie za magnetosferą obala mity o lotach na Księżyc

2024 Autor: Seth Attwood | [email protected]. Ostatnio zmodyfikowany: 2023-12-16 16:14

Aby określić dawki promieniowania podczas lotu na Księżyc rozważaliśmy wiatr słoneczny i strumienie protonów i elektronów; rozbłyski słoneczne, które podczas maksymalnej aktywności wraz z promieniowaniem rentgenowskim ze Słońca gwałtownie zwiększają zagrożenie promieniowaniem astronautów; promienie kosmiczne (GCR) jako najbardziej wysokoenergetyczny składnik przepływu korpuskularnego w przestrzeni międzyplanetarnej (150-300 mrem dziennie); również dotknął pas radiacyjny Ziemi (ERB) … Wskazano, że RPZ jest jednym z najniebezpieczniejszych czynników na szlaku komunikacyjnym Ziemia-Księżyc dla kosmonautów.

Określmy dawkę promieniowania podczas przejścia pasów radiacyjnych, a także uwzględnij zagrożenie radiacyjne wiatru słonecznego. Posłużmy się ogólnie przyjętym modelem ziemskiego pasa radiacyjnego AP-8 min (1995).

Składnik protonowy ziemskiego pasa radiacyjnego

Na ryc. 1 przedstawia rozkład protonów o różnych energiach w płaszczyźnie równika geomagnetycznego. Odcięta to parametr L w promieniach Ziemi, rzędna to gęstość strumienia protonów w cm-2 s-1. Na rysunku tym przedstawiono uśrednione w czasie wartości gęstości strumienia protonów według danych autorów radzieckich i zagranicznych, odnoszące się do okresu I96I-I975 [48].

Na ryc. 2 przedstawia wyniki ostatnich badań składu i dynamiki składowej protonowej pasa radiacyjnego Ziemi, przeprowadzonych na sztucznych satelitach Ziemi i stacjach orbitalnych [50].

Ryż. 2. Rozkład strumieni całkowitych protonów w płaszczyźnie równika geomagnetycznego. L to odległość od środka Ziemi wyrażona w promieniach Ziemi. (Liczby na krzywych odpowiadają dolnej granicy energii protonu w MeV).

Wykorzystajmy wzór na obliczenie równoważnej dawki promieniowania w jednostce czasu, jaką człowiek otrzymuje w przestrzeni dla skóry i narządów wewnętrznych, w zależności od grubości zewnętrznej ochrony i promieniowania jonizującego. Tabela 1 pokazuje równoważne dawki promieniowania, które astronauta otrzymuje po przejściu dwukrotności wewnętrznego protonu RPZ w module dowodzenia Apollo (7,5 g / cm2).

Patka. 1. Równoważne dawki promieniowania otrzymywane przez skórę i narządy wewnętrzne astronauty, z uwzględnieniem ochrony modułu dowodzenia Apollo podczas przejścia protonu wewnętrznego RPZ

* Dokładniejsze obliczenie dawki promieniowania wiąże się z uwzględnieniem szczytu Bragga; zwiększy wartość dawki promieniowania o 1,5-2 razy.

Podczas burz magnetycznych obserwuje się znaczne zmiany w wysokoenergetycznych protonach. Pojawienie się potężnego nowego pasa protonów o L ~ 2,5 zostało zarejestrowane przez satelitę CRRES 24 marca 1991 roku.

W momencie gigantycznego nagłego impulsu pola geomagnetycznego przy L ~ 2,8 powstał nowy pas protonowy, odpowiednik stabilnego pasa wewnętrznego, który ma maksimum przy L ~ 1,5. Na ryc. 4. Pokazano profile promieniowe pasów radiacyjnych dla protonów o Ep = 20-80 MeV i elektronów o Ee > 15 MeV, wykreślone na podstawie danych z pomiarów na satelicie CRRES przed zdarzeniem 24 marca 1991 r. (dzień 80), trzy dni po utworzeniu nowego pasa (dzień 86) i po ~ 6 miesiącach (dzień 257). Widać, że strumienie protonów wzrosły ponad dwukrotnie, a strumienie elektronów o Ee>15 MeV przekroczyły cichy poziom o prawie trzy rzędy wielkości. Następnie zostały zarejestrowane do połowy 1993 roku.

Apollo 17 (ostatnie lądowanie na Księżycu) sześć miesięcy przed startem poprzedziły trzy potężne burze magnetyczne - 17-19 czerwca, 4-8 sierpnia po potężnym zdarzeniu słoneczno-protonowym, 31 października do 1 listopada 1972 roku. Apollo 8 (pierwszy przelot Księżyca z człowiekiem na pokładzie), który w ciągu dwóch miesięcy, 30-31 października 1968 r. poprzedziła potężna burza magnetyczna. Oczywiście znaczne rozszerzenie pasa protonowego i wzrost dawki promieniowania do Należy się spodziewać 10 siwertów. To śmiertelna dawka promieniowania dla ludzi.

W przypadku strumieni protonów istnieje zmiana wysokości intensywności protonów, którą można zapisać jako:

J (B) = J (Be) (BE / B) n

gdzie B i Ve to natężenie pola magnetycznego w żądanym punkcie i na równiku, a J (B) i J (Ve) to natężenia w funkcji B i Ve; n = 1, 8-2 [50].

Na przykład dla protonów w płaszczyźnie równika geomagnetycznego na szerokościach λ~30° (V/V=3) i λ~44° (V/V=10) wartość dawek promieniowania składowej protonowej zmniejszy się o 10 i 100 razy. A jeśli na trajektorii Ziemia-Księżyc, według legendy NASA, lot odbył się powyżej szerokości geomagnetycznej 30 stopni, to zgodnie z uniwersalną wysokościową zmiennością natężenia strumieni protonów dawkę promieniowania można zmniejszyć o rząd wielkości.

Jednak powrót na Ziemię i plusk miał miejsce w pobliżu równika geomagnetycznego (Apollo 12 i Apollo 15 - 0-2 stopnie szerokości geograficznej północnej, biorąc pod uwagę roczne przemieszczenie biegunów magnetycznych). Dawki promieniowania będą odpowiadać maksymalny wartości. Przejście ziemskiego pasa promieniowania protonowego powoduje efekt trzy rzędy wielkości wyżej oficjalne dawki promieniowania dla Apollo.

Rezultatem jest ostra choroba popromienna, wystrzelenie na Księżyc zgodnie ze schematem NASA po burzach magnetycznych - to jest w 100% śmiertelne … Rzeczywiste otrzymane dawki promieniowania będą znacznie wyższe niż oficjalne NASA. Oczywiście amerykańskie lądowanie to zmyślona legenda. Niestety, ten dowód wymaga najbardziej solidnych i najtrwalszych dowodów. Zbyt wielu ludziom brakuje oczu, żeby to zobaczyć (F. Nietzsche).

Elektroniczny składnik ziemskiego pasa radiacyjnego

Zewnętrzny pas radiacyjny został odkryty przez radzieckich naukowców na wysokościach od 9000 do 45000 km. Jest znacznie szersza niż wewnętrzna (rozciąga się 50° na północ i 50° na południe od równika). Składowa elektronowa pasów promieniowania podlega znacznym wahaniom przestrzennym i czasowym w zależności od trzech parametrów: czasu lokalnego, poziomu zaburzeń geomagnetycznych oraz fazy cyklu aktywności słonecznej.

Maksymalna dawka pochłonięta przez pas zewnętrzny w ciągu godziny może być olbrzymia - do 100 Grey. Problem ochrony przed promieniowaniem pasa zewnętrznego jest mniej skomplikowany niż problem ochrony przed promieniowaniem pasa wewnętrznego. Pas zewnętrzny składa się głównie z elektronów o niskiej energii, które są chronione konwencjonalnymi materiałami poszycia statku kosmicznego.

Jednak przy takiej ochronie Generowane są twarde i miękkie promienie rentgenowskie (efekt „lampy rentgenowskiej”). Promienie rentgenowskie są jonizujące i głęboko penetrujące, wszystkie inne czynniki są takie same dla innych rodzajów promieniowania. Lot przez pas radiacyjny w drodze na Księżyc iz powrotem trwa około 7 godzin. Apollo 13 według legendy NASA „powróciła” w module księżycowym o grubości ochrony pięć razy mniejniż dla modułu poleceń. W tym czasie promieniowanie oddziałuje na tkanki organizmów żywych, może być przyczyną choroby popromiennej, oparzeń popromiennych i nowotworów złośliwych, wreszcie jest czynnikiem mutagennym.

Wykorzystamy poniższe dane i oszacujemy dawkę promieniowania

Poniżej przedstawiono profile integralnych natężeń elektronów o różnych energiach uśrednionych w czasie i po wszystkich wartościach długości geograficznej dla (a) – minimum aktywności słonecznej, (b) – dla epoki maksimum [48].

Z rysunku wynika, że w epoce maksymalnej aktywności słonecznej dawka promieniowania wytworzona przez pas zewnętrzny wzrasta 4-7 razy. Przypomnijmy, że 1969 - 1972 to rok szczytu 11-letniej aktywności słonecznej. Podobnie jak dla protonów, dla składowej elektronicznej ERB istnieje uniwersalna zmiana wysokości, n = 0,46 [50]. Ruch wysokościowy elektronów jest mniej krytyczny niż protonów. Na przykład dla elektronów na szerokościach λ ~ 30 ° (V / Ve = 3) i λ ~ 44 ° (V / Ve = 10), wartość dawek promieniowania elementu elektronicznego zmniejszy się o 1, 7 i 3, 1 razy, odpowiednio. Oznacza to, że zgodnie z lotem NASA na Księżyc i powrotem na Ziemię Apollo nie mogę uciec komponent elektroniczny RPZ. Wyniki obliczeń dawki promieniowania oraz charakterystykę zastosowanego elementu elektronicznego ERP przedstawiono w tabeli 2.

Patka. 2. Charakterystyka składowej elektronowej ERP, efektywny zasięg elektronów w Al, czas przelotu ERB przez Apollo na Księżyc i po powrocie na Ziemię, stosunek jednostkowych strat energii promieniowania i jonizacji, współczynniki absorpcji Rentgenowskie dla Al i wody, równoważna i pochłonięta dawka promieniowania*

Wyniki pokazują, że konwencjonalna ochrona statku kosmicznego zmniejsza wpływ promieniowania elementów elektronicznych pasów radiacyjnych o tysiące razy. Uzyskane wartości dawki promieniowania nie są groźne dla życia astronautów. Główny wkład w dawki promieniowania mają elektrony o energiach 0,3-3 MeV, które generują twarde promieniowanie rentgenowskie.

Zwróć uwagę na fakt, że efekt promieniowania jest o 1-2 rzędy wielkości wyższy niż podaje oficjalny raport NASA dla misji Apollo. Tyle dla Apollo 13wartość dawki pochłoniętej wynosi 0,24 rad. Obliczenie daje wartość ~ 34,5 rad, to 144 razy więcej … Jednocześnie efekt promieniowania prawie się podwaja przy spadku skutecznej ochrony z 7,5 do 1,5 g/cm2, podczas gdy raport NASA wskazuje na coś przeciwnego. Do Apollo 8 oraz Apollo 11 oficjalne dawki promieniowania wynoszą odpowiednio 0, 16 i 0, 18 rad.

Obliczenie daje 19,4 rad. To odpowiednio 121 i 108 razy mniej. I tylko dla Apollo 14 oficjalne dawki promieniowania wynoszą 1, 14 zadowolenia, czyli o 17 mniej niż obliczona. W przypadku części elektronicznej RPZ występują sezonowe wahania. Na ryc. 5 przedstawia strumienie relatywistycznych elektronów dla jednego przejścia pasa zgodnie z danymi z satelity GLONASS i indeksami geomagnetycznymi Кр i Dst dla lat 1994-1996. Pogrubione linie reprezentują wyniki wygładzania pomiaru. Przedstawione dane wykazują dobrze zauważalne wahania sezonowe: strumienie elektronów wiosną i jesienią są 5-6 razy większe niż minimalne - zimą i latem.

Start i lądowanie Apollo 13 odbyła się wiosną, odpowiednio, 11.04.1970 i 17.04.1970. Oczywiście strumienie elektronów będą kilkakrotnie wyższe od średniej. Oznacza to, że wartość pochłoniętej dawki promieniowania wzrośnie kilkukrotnie i wyniesie 43-52 rad. To 200 razy więcej niż oficjalne dane. Podobnie, dla Apollo 16 (start i lądowanie odpowiednio 16.04.1972 i 27.04.1972) dawka promieniowania wyniesie 25-30 rad. Podczas burz magnetycznych dochodzi czasem do zmiany natężenia elektronów w ERB 10-100 razy i więcej w epoce maksymalnej aktywności słonecznej. W tym przypadku dawki promieniowania mogą wzrosnąć do niebezpiecznych wartości dla życia astronautów i wynieść 10 siwertów i więcej. Z reguły w tych okresach dominuje wtrysk cząstek, zwłaszcza przy silnych zaburzeniach magnetycznych. Na ryc. Na rys. 6 przedstawiono profile natężeń elektronów o różnych energiach w warunkach cichych (rys. 6a) i 2 dni po burzy magnetycznej 4 września 1966 r. (rys. 6b) [48].

Jeden z lotów na Księżyc według raportu NASA był Apollo 14: Alan Shepard, Edgar Mitchell, Stuart Rusa 31.01.2071 - 09.02.1971 GMT / 216: 01: 58 Trzecie lądowanie na Księżycu: 05.02.1971 09:18:11 - 06.02.1971 18:48:42 33 godz. 31 min / 9 godz. 23 min 42,9.

27 stycznia, na kilka dni przed startem Apollo, rozpoczęła się umiarkowana burza magnetyczna, która 31 stycznia przekształciła się w małą burzę [49], który wywołał rozbłysk słoneczny w kierunku Ziemi 24 stycznia 1971 r. Oczywiście można spodziewać się wzrostu poziomu promieniowania 10-100 razy lub 1-10 Sievert (100-1000 rad). W przypadku dawki promieniowania 10 Siwertów efekt promieniowania podczas przelotu przez pas Van Alena - 100% śmiertelny.

Wyniki lotów Apollo 14 To było:

Na ryc. 8 przedstawia zmianę profili intensywności elektronów o energii 290-690 keV przed i po burzy magnetycznej.

Ryż. 8 pokazuje, że po 5 dniach gęstość strumieni elektronów o energii 290-690 keV jest znacznie rozszerzona i 40-60 razy większa niż przed burzą magnetyczną, po 15 dniach 30-40 razy większa, po 30 dniach 5 -10 razy więcej, po 60 dniach - 3-5 razy więcej. Dopiero po 3 miesiącach element elektroniczny systemu ERP osiąga stan równowagi. Znaczące zmiany przestrzenne i czasowe strumieni elektronów w całym rejonie pasów w ciągu jednego roku przedstawiono na ryc. 9.

Jak widać, znaczne wahania składowej elektronowej ERB w natężeniu iw przestrzeni stosunkowo spokojnego stanu pasa radiacyjnego Ziemi trwają kwadrans. Podczas burz magnetycznych strumienie cząstek znacznie rozszerzają się w obszar zewnętrzny i „przesuwają się” bliżej Ziemi, wypełniając wcześniej puste obszary uwięzionego promieniowania.

Gwałtowny wzrost strumienia elektronów stwarza realne zagrożenie dla satelitów i pilotów statków kosmicznych na ścieżce Ziemia-Księżyc, znajdujących się w strefie wybuchów ich strumienia. Odnotowano już sporo przypadków, gdy awaria poszczególnych systemów satelitarnych lub nawet zakończenie ich funkcjonowania wiąże się z gwałtownym wzrostem strumienia relatywistycznych elektronów. Potężny strumień elektronów o energii kilku MeV, przez i przez powłokę satelity, elektrony o niższej energii generują ogromny strumień wtórnych bremsstrahlung, składający się z twardych promieni rentgenowskich.

Dawki promieniowania w przestrzeni okołoksiężycowej i na powierzchni księżyca

Na orbicie okołoziemskiej astronauci są chronieni przez ziemską magnetosferę. W przestrzeni okołoksiężycowej lub na powierzchni Księżyca cały strumień wiatru słonecznego jest przejmowany przez korpus statku kosmicznego lub modułu księżycowego. Strumień protonów można pominąć (oczywiście, z wyjątkiem zdarzeń słoneczno-protonowych). Gęstość strumienia elektronów w wietrze słonecznym zmienia się o dwa do trzech rzędów wielkości, czasami w ciągu zaledwie jednego tygodnia.

Kiedy zderzają się ze skórą statku lub modułu, elektrony zatrzymują się i dają początek promieniom rentgenowskim, które mają ogromną zdolność przenikania (grubość osłony 7,5 g/cm2 aluminium zmniejszy dawkę promieniowania tylko o połowę). Poniżej znajduje się wykres zmian dawki promieniowania, rad / dzień od 1996 do 2013, którą otrzymuje astronauta o grubości osłony zewnętrznej 1,5 g / cm2:

Ryż. 10. Zmiany dawki promieniowania, rad/dobę od 1996 do 2013, którą otrzymuje astronauta przy grubości osłony zewnętrznej 1,5 g/cm2 w przestrzeni okołoksiężycowej. Skala nieliniowa po lewej to poziomy strumienia elektronów dla wiatru słonecznego według danych satelitarnych ACE, skala nieliniowa po prawej to dawka promieniowania w radach na dzień. Poziome linie oznaczają poziomy dla porównania: żółta to dawka na pojedynczym zdjęciu rentgenowskim klatki piersiowej, pomarańczowa to dawka na tomografii kręgów.

Z ryc. 10, że dawki promieniowania w przestrzeni okołoksiężycowej i na powierzchni Księżyca są nieregularne. W roku minimalnej aktywności słonecznej dawki promieniowania wynoszą 0,0001 rad. W roku maksymalnej aktywności słonecznej wahają się od 0,003 do 1 rad / dzień (uwaga - dla elektronów rem = rad; nieregularność strumieni elektronów w wietrze słonecznym w latach maksymalnej aktywności słonecznej jest związana z rozbłyskami słonecznymi, które występują codziennie).

Przez miesiąc w przestrzeni księżycowej astronauci o wartości odpowiadającej 1-31 października 2001 r. otrzymują dawki 0,5 rad, średnio 0,016 rad / dzień; dla wartości odpowiadającej 1-30 listopada 2001 r. otrzymuje się dawki 3, 4 rad, średnio 0,11 rad / dzień; średnia z dwóch miesięcy wynosi - 3, 9 rad przez 60 dni lub 0,065 rad / dzień. Oznacza to, że dawki promieniowania otrzymywane przez astronautów z 9 misji tylko podczas ich pobytu w przestrzeni księżycowej są wyższe niż dawki deklarowane przez NASA i powinny mieć znaczne wahania.

Jest to sprzeczne z danymi z misji Apollo. Przy większej gęstości strumienia elektronów, a także przy długim przebywaniu poza magnetosferą Ziemi (100 dni), dawki mogą zbliżyć się do wartości choroby popromiennej – 1,0 Sv. Dodatkowo - Archiwum dawek promieniowania z 1 stycznia 2010 r. Oczywiście te dawki promieniowania sumują się z innymi dawkami np. przechodząc przez pas radiacyjny Ziemi w efekcie mamy wartości, które astronauta otrzymuje, gdy latanie na Księżyc i powrót na Ziemię.

Dyskusja

Od misji Apollo minęło 40 lat. Do tej pory nikt nie podaje dokładnej prognozy zaburzeń geomagnetycznych. Mówią o prawdopodobieństwie wystąpienia zaburzeń geomagnetycznych (burza magnetyczna, burza magnetyczna) przez jeden dzień, przez kilka dni. Trafność prognozy na tydzień jest poniżej 5%. Bardziej nieprzewidywalny charakter mają elektrony wiatru słonecznego. Oznacza to, że astronauci misji Apollo z prawdopodobieństwem co najmniej 20-30% wpadną w nieprzewidywalny potężny strumień elektronów z ziemskiego pasa radiacyjnego i wiatru słonecznego. Lot Apolla przez zewnętrzny RPZ i wiatr słoneczny w dobie aktywnego słońca można porównać do husarskiej miarki, kiedy jeden nabój ładowany jest do pustego bębna 4-nabojowego rewolweru! Podjęto 9 prób. Prawdopodobieństwo, że nie zachorujesz na ostrą chorobę popromienną

Próba	Prawdopodobieństwo przeżycia
1	3 / 4 = 0, 750
2	(3 / 4)2 = 0, 562
3	(3 / 4)3 = 0, 422
4	(3 / 4)4 = 0, 316
5	(3 / 4)5 = 0, 237
6	(3 / 4)6 = 0, 178
7	(3 / 4)7 = 0, 133
8	(3 / 4)8 = 0, 100
9	(3 / 4)9 = 0, 075

Odpowiada to prawie 100% chorobie popromiennej.

Podsumowując, powiedzmy: podwójne przejście ziemskiego pasa radiacyjnego zgodnie ze schematem NASA prowadzi do śmiertelnych dawek promieniowania o wartości 5 lub więcej siwertów podczas burz magnetycznych. Nawet jeśli Apollonowi towarzyszył los:

1. dawki promieniowania podczas przejścia składnika protonowego ERP byłyby 100 razy mniejsze,
2. przejście elementu elektronicznego ERP odbywałoby się przy minimalnych zaburzeniach geomagnetycznych i niskiej aktywności magnetycznej,
3. niska gęstość elektronów w wietrze słonecznym,

wtedy całkowita dawka promieniowania wyniesie co najmniej 20-30 rem. Dawki promieniowania nie są niebezpieczne dla życia ludzkiego. Jednak w tym przypadku efekt promieniowania o dwa rzędy wielkości wyższe niż wartości podane w oficjalnym raporcie NASA! W tabeli 3 przedstawiono całkowite i dzienne dawki promieniowania z załogowych lotów kosmicznych oraz dane ze stacji orbitalnych.

Tabela 3. Całkowite i dobowe dawki promieniowania z lotów załogowych na statkach kosmicznych i stacjach orbitalnych

misja	start i lądowanie	Trwanie	elementy orbitalne	suma. dawka promieniowania, cieszę się [źródło]	średnia na dzień, rad / dzień
Apollo 7	11.10.1968 / 22.10.1968	10 d 20 godz. 09 m 03 s	lot orbitalny, wysokość orbitalna 231-297 km	0, 16 [51]	0, 015
Apollo 8	21.12.1968 / 27.12.1968	6 d 03 h 00 m	lot na Księżyc i powrót na Ziemię według NASA	0, 16 [51]	0, 026
Apollo 9	03.03.1969 / 13.03.1969	10 d 01 h 00 m 54 s	lot orbitalny, wysokość orbitalna 189-192 km, trzeciego dnia - 229-239 km	0, 20 [51]	0, 020
Apollo 10	18.05.1969 / 26.05.1969	8 d 00 h 03 m 23 s	lot na Księżyc i powrót na Ziemię według NASA	0, 48 [51]	0, 060
Apollo 11	16.07.1969 / 24.07.1969	8 d 03 h 18 m 00 s	lot na Księżyc i powrót na Ziemię według NASA	0, 18 [51]	0, 022
Apollo 12	14.11.1969 / 24.11.1969	10 d 04 h 25 m 24 s	lot na Księżyc i powrót na Ziemię według NASA	0, 58 [51]	0, 057
Apollo 13	11.04.1970 / 17.04.1970	5 d 22 h 54 m 41 s	lot na Księżyc i powrót na Ziemię według NASA	0, 24 [51]	0, 041
Apollo 14	01.02.1971 / 10.02.1971	9 d 00 h 05 m 04 s	lot na Księżyc i powrót na Ziemię według NASA	1, 14 [51]	0, 127
Apollo 15	26.07.1971 / 07.08.1971	12 d 07 h 11 m 53 s	lot na Księżyc i powrót na Ziemię według NASA	0, 30 [51]	0, 024
Apollo 16	16.04.1972 / 27.04.1972	11 d 01 h 51 m 05 s	lot na Księżyc i powrót na Ziemię według NASA	0, 51 [51]	0, 046
Apollo 17	07.12.1972 / 19.12.1972	12 d 13 h 51 m 59 s	lot na Księżyc i powrót na Ziemię według NASA	0, 55 [51]	0, 044
Skylab 2	25.05.1973 / 22.06.1973	28 d 00 h 49 m 49 s	lot orbitalny, wysokość orbitalna 428-438 km	2, 90-3, 66 [52]	0, 103-0, 131
Skylab 3	28.07.1973 / 25.09.1973	59 d 11 h 09 m 01 s	lot orbitalny, wysokość orbitalna 423-441 km	5, 87-6, 74 [50]	0, 099-0, 113
Skylab 4	16.11.1973 / 08.02.1974	84 d 01 h 15 m 30 s	lot orbitalny, wysokość orbitalna 422-437 km	10, 88-12, 83 [50]	0, 129-0, 153
Misja wahadłowa 41-C	06.04.1984 / 13.04.1984	6 d 23 h 40 m 07 s	lot orbitalny, perygeum: 222 km apogeum: 468 km	0, 559	0, 079
System operacyjny „Mir”	1986-2001	15 lat	lot orbitalny, wysokość orbitalna 385-393 km	- – -	0, 020-0, 060 [7]
OS "MKS"	2001-2004	4 lata	lot orbitalny, wysokość orbitalna 337-351 km	- – -	0, 010-0, 020 [7]

Można zauważyć, że dawki promieniowania Apollo 0,022-0,127 rad/dobę, jakie astronauci otrzymali podczas lotu na Księżyc, nie różnią się od dawek promieniowania 0,010-0,153 rad/dobę podczas lotu loty orbitalne. Wpływ pasa radiacyjnego Ziemi jest zerowy. Chociaż obecne obliczenia pokazują, że dawki promieniowania z misji na Księżyc będą 100-1000 razy lub więcej wyższe.

Można również zauważyć, że najniższy efekt promieniowania 0,010-0,020 rad/dobę obserwuje się dla stacji orbitalnej ISS, która ma skuteczną ochronę 15 g/cm2 i znajduje się na niskiej referencyjnej orbicie Ziemi. Najwyższe dawki promieniowania wynoszące 0, 099-0, 153 rad/dzień odnotowano dla Skylab OS, który ma ochronę 7,5 g/cm2 i latał na wysokiej orbicie referencyjnej.

Wniosek

Apollo nie poleciał na Księżyc krążyły po niskiej orbicie referencyjnej, chronione przez magnetosferę Ziemi, symulując lot na Księżyc, i otrzymały dawki promieniowania z konwencjonalnego lotu orbitalnego. Ogólnie historia „pobytu człowieka na Księżycu” ma już kilkadziesiąt lat! Lot Amerykanów na Księżyc można porównać do gry w szachy. Z jednej strony była NASA, wielkomocarstwowy prestiż narodu, politycy i „adwokaci” NASA, z drugiej Ralph Rene, Yu. I. Mukhin, AI Popov i wielu innych entuzjastycznych przeciwników. Przeciwnicy wystawili wiele szachów, jeden z ostatnich - "Człowiek na Księżycu. Słońce na zdjęciach Apolla jest 20 razy większe!" Ten artykuł, w imieniu wszystkich przeciwników, został uznany za mata NASA. Pomimo niebezpieczeństwa RPG i polityki, ludzkość nie pozostanie na Ziemi na zawsze…

Głównym sposobem na ominięcie pasów radiacyjnych Van Alena jest zmiana toru lotu na Księżyc i ochrona elektromagnetyczna przed elektronami.