La proyección de imagen de átomo neutro energético ( ENA ), a menudo descrita como "ver con átomos ", es una tecnología utilizada para crear imágenes globales de fenómenos que de otro modo serían invisibles en las magnetosferas de los planetas y en toda la heliosfera , incluso hasta su límite exterior. Esto constituye el borde más lejano del sistema solar . [1]
El viento solar consiste en átomos desgarrados (llamados plasma ) que salen volando del Sol. Esto es principalmente hidrógeno , es decir, electrones y protones desnudos , con un poco de otros tipos de núcleos , principalmente helio . El espacio entre los sistemas solares es similar, pero provienen de otras estrellas de nuestra galaxia . Estas partículas cargadas pueden ser redirigidas por campos magnéticos ; por ejemplo, la Tierra 's campo magnético nos protege de estas partículas. De vez en cuando, algunos de ellos roban electrones de los átomos neutros con los que se encuentran, haciéndolos neutrales y no sujetos a campos electromagnéticos a gran escala. Aún moviéndose muy rápido, tienden a viajar principalmente en línea recta, sujetos a la gravedad. Estos se denominan átomos neutrales energéticos . Las imágenes ENA se construyen a partir de la detección de estos átomos neutros energéticos. [2]
La magnetosfera de la Tierra preserva la atmósfera de la Tierra y nos protege de la radiación que daña las células . Esta región de " clima espacial " es el sitio de tormentas geomagnéticas que interrumpen los sistemas de comunicaciones y plantean peligros de radiación para los humanos que viajan en aviones (si tanto la altitud como la latitud son altas) o en naves espaciales en órbita. Una comprensión más profunda de esta región es de vital importancia. Los sistemas meteorológicos geomagnéticos han tardado en beneficiarse de las imágenes de satélite que se dan por sentado en la predicción meteorológica y la física espacial porque sus orígenes en los plasmas magnetosféricos presentan el problema añadido de la invisibilidad. [1]
La heliosfera protege todo el Sistema Solar de la mayoría de los rayos cósmicos, pero es tan remota que solo una técnica de imagen como la imagen ENA revelará sus propiedades. La estructura de la heliosfera se debe a la interacción invisible entre el viento solar y el gas frío del medio interestelar local . [2]
Se predijo la creación de ENA por plasmas espaciales, pero su descubrimiento fue deliberado y fortuito. Si bien se hicieron algunos esfuerzos iniciales para la detección, sus firmas también explicaron los hallazgos inconsistentes de los detectores de iones en regiones de poblaciones de iones bajas esperadas. Se eligieron detectores de iones para nuevos experimentos de detección de ENA en otras regiones de iones bajos. [2] Sin embargo, el desarrollo de detectores ENA dedicados supuso superar obstáculos importantes tanto en el escepticismo como en la tecnología. [1]
Aunque se observaron ENA en el espacio desde la década de 1960 hasta la de 1980, [2] la primera cámara ENA dedicada no se voló hasta 1995 en el satélite sueco Astrid-1 , [3] para estudiar la magnetosfera de la Tierra.
Hoy en día, los instrumentos ENA dedicados han proporcionado imágenes magnetosféricas detalladas de Venus , Marte , Júpiter y Saturno . Las imágenes ENA de Saturno de Cassini revelaron una magnetosfera única con interacciones complejas que aún no se han explicado completamente. [1] Las tres cámaras ENA dedicadas de la misión IMAGE observaron la magnetosfera de la Tierra entre 2000 y 2005 [4] mientras que la Misión TWINS, lanzada en 2008, proporciona imágenes ENA estéreo de la magnetosfera de la Tierra utilizando imágenes simultáneas de dos satélites. [5]
Las primeras imágenes del límite heliosférico, publicadas en octubre de 2009, fueron tomadas por los instrumentos de ENA a bordo de las naves espaciales IBEX y Cassini. Estas imágenes son muy emocionantes porque desafían las teorías existentes sobre la región. [4] [6]
Creación de ENA
El ion más abundante en los plasmas espaciales es el ion hidrógeno, un protón desnudo sin electrones excitables que emitan fotones visibles. La visibilidad ocasional de otros iones de plasma no es suficiente para la obtención de imágenes. [1] Los ENA se crean en colisiones de intercambio de carga entre iones de plasma solar caliente y un gas de fondo neutro frío. Estos procesos de intercambio de carga ocurren con alta frecuencia en las magnetosferas planetarias y en el borde de la heliosfera. [7]
Cambio de carga
En una colisión de intercambio de carga entre un ion de plasma de alta energía y un átomo neutro frío, el ion "da" electrones por el átomo neutro, produciendo un ion frío y un átomo neutro energético (ENA).
Yo 1 + + A 2 → A 1 + Yo 2 +
dónde
- I 1 + ion de plasma
- Un átomo neutro de fondo 2 (menor energía)
- A 1 átomo neutro energético (ENA)
- I 2 + ion de menor energía
Las especies 1 y 2 pueden ser iguales o diferentes y es posible un intercambio de dos electrones, p. Ej.
H + + H → H + H +
Protón-intercambio de carga de hidrógeno
o
He 2+ + He → He + He 2+
intercambio de carga de alfa-helio. [2]
Debido a su neutralidad de carga , el ENA resultante está sujeto únicamente a fuerzas gravitacionales . Debido a que normalmente se pueden ignorar las influencias de la gravitación, es seguro asumir que el ENA preserva el impulso del vector del ion de plasma de pre-interacción original. [2]
Algunos ENA se pierden en el intercambio de carga adicional, las colisiones de electrones y la fotoionización , pero muchos viajan distancias muy largas en el espacio sin ser molestados. [7]
Aunque la recombinación del plasma y la aceleración del átomo neutro por la gravitación solar también pueden contribuir a una población ENA bajo ciertas condiciones, la principal excepción a este escenario de creación es el flujo de gas interestelar , donde las partículas neutrales del medio interestelar local penetran en la heliosfera con una velocidad considerable. , que los clasifica también como ENA. [7]
Especies de ENA
Las colisiones de intercambio de carga de protón e hidrógeno son a menudo el proceso más importante en el plasma espacial porque el hidrógeno es el componente más abundante de los plasmas y de los gases de fondo, y el intercambio de carga de hidrógeno se produce a velocidades muy altas que implican un pequeño intercambio de momento .
En general, solo unas pocas especies son importantes para la formación de ENA, a saber , hidrógeno , helio , oxígeno y azufre :
- El hidrógeno atómico domina el entorno de partículas neutras de la Tierra desde altitudes de 600 km a 1000 km ( mínimo solar - máximo).
- Los vientos interestelares y solares son principalmente protones y el viento solar también contiene ~ 5% de partículas alfa (He 2+ )
- El helio y el oxígeno también son especies terrestres importantes.
- El plasma magnetosférico planetario consiste principalmente en protones con algo de helio y oxígeno.
- La magnetosfera de Júpiter también contiene iones de azufre, debido a la actividad volcánica de su luna Io. [2]
Gases de fondo
Los gases neutros correspondientes son:
- la geocorona para la magnetosfera de la Tierra
- una exosfera planetaria para una magnetosfera planetaria
- el medio interestelar local en la región límite de la heliosfera en el choque de terminación y la heliopausa . [7]
Energias
Los ENA se encuentran en todas partes del espacio [2] y son directamente observables a energías de 10 eV a más de 1 M eV . [7] Sus energías se describen más con referencia a los instrumentos utilizados para su detección que a sus orígenes.
Ningún analizador de partículas puede cubrir todo el intervalo de energía desde 10 eV hasta más de 1 M eV . Los instrumentos de ENA se dividen aproximadamente en grupos superpuestos bajos, medios y altos que pueden ser arbitrarios y varían de un autor a otro. El rango de energía baja, media y alta de un autor se muestra en el gráfico [7] junto con los rangos de energía de los tres instrumentos a bordo del satélite IMAGE:
- un instrumento de alta energía, HENA, que mide entre 10 y 500 keV de energía para estudiar la corriente del anillo de la Tierra ;
- un instrumento ENA mediano, MENA que mide 1–30 keV para estudiar la hoja de plasma ; y
- un instrumento de bajo ENA que mide entre 10 eV y 500 eV para estudiar la fuente ionosférica de iones que fluye desde el casquete polar. [9]
Los átomos generalmente se consideran ENA si tienen energías cinéticas claramente más altas que las que pueden alcanzar las atmósferas planetarias termodinámicas típicas , que generalmente exceden 1 eV. Esta clasificación es algo arbitraria, ya que está impulsada por los límites inferiores de la instrumentación de medición ENA. Las limitaciones de alto nivel se imponen tanto por las técnicas de medición como por razones científicas. [7]
Imágenes ENA magnetosféricas
Las magnetosferas se forman por el flujo de plasma del viento solar alrededor de planetas con un campo magnético intrínseco ( Mercurio , Tierra , Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno ), aunque los planetas y lunas que carecen de campos magnéticos a veces pueden formar estructuras de plasma tipo magnetosfera. [2] Las ionosferas de planetas débilmente magnetizados como Venus y Marte establecen corrientes que desvían parcialmente el flujo del viento solar alrededor del planeta. [1]
Aunque los plasmas magnetosféricos tienen densidades muy bajas; por ejemplo, cerca de Europa, la luna de Júpiter, las presiones de plasma son de aproximadamente 10-13 bar, en comparación con 1 bar en la superficie de la Tierra, [10] y son responsables de la dinámica y las emisiones magnetosféricas. Por ejemplo, las tormentas geomagnéticas crean graves perturbaciones en los sistemas de comunicaciones por cable de la Tierra, los sistemas de navegación y los sistemas de distribución de energía.
La fuerza y la orientación del campo magnético con respecto al flujo del viento solar determina la forma de la magnetosfera . Suele estar comprimido en el lado diurno y alargado en el lado nocturno. [7]
Magnetosfera de la Tierra
El campo magnético de la Tierra domina la magnetosfera terrestre y evita que el viento solar nos golpee de frente. Al carecer de una gran magnetosfera protectora, se cree que Marte perdió gran parte de sus antiguos océanos y atmósfera en el espacio, en parte debido al impacto directo del viento solar. Se cree que Venus, con su atmósfera espesa, perdió la mayor parte de su agua en el espacio, en gran parte debido a la ablación del viento solar. [11]
La comprensión de la magnetosfera aumentó en importancia con la comprensión del impacto perjudicial de las tormentas geomagnéticas, causadas por las eyecciones de masa coronal solar , particularmente en años de alta actividad solar. Además de los efectos conocidos desde hace mucho tiempo en los sistemas de comunicación por cable de la Tierra, las aplicaciones de comunicaciones, radiodifusión, navegación y seguridad dependen cada vez más de los satélites. La mayoría de estos satélites se encuentran dentro de la magnetosfera protectora, pero son vulnerables a los sistemas meteorológicos espaciales que los afectan negativamente. También existen peligros de radiación para los humanos que viajan a grandes altitudes polares o en naves espaciales en órbita [2] Muchos países, incluido EE. UU., Proporcionan un Servicio de Meteorología Espacial que informa sobre tormentas geomagnéticas, tormentas de radiación solar y apagones de radio existentes o previstos. [12]
Detección de ENA en la magnetosfera de la Tierra
El primer instrumento ENA dedicado se lanzó en un cohete con sonda Nike-Tomahawk desde Fort Churchill, Manitoba, Canadá. Este experimento fue seguido por el lanzamiento de un instrumento similar en un cohete sonda Javelin en 1970 a una altitud de 840 km en la isla Wallops frente a la costa de Virginia. En 1972 y 1973, la presencia de firmas ENA explicó inconsistencias en las mediciones de los satélites IMP-7 y 8. [2]
Los datos de ENA del satélite ISEE 1 de NASA / ESA permitieron la construcción de la primera imagen global de la corriente del anillo temporal de la tormenta en 1982. Este fue un gran avance que allanó el camino para el uso de ENA como una poderosa técnica de imágenes. Los ENA también fueron detectados durante la tormenta magnética de 1982 por el instrumento SEEP en la nave espacial S81-1 de la NASA. En 1989, la población de átomos de hidrógeno exosférico alrededor de la Tierra fue ampliamente estudiada por el satélite Dynamic Explorer (DE-1) de la NASA. [2]
Un instrumento con un canal de detección ENA de alta energía dedicado fue volado en el satélite CRRES de la NASA de 1991 . Se lanzó un Instrumento de partículas de alta energía más sofisticado en la nave espacial NASA / ISAS GEOTAIL de 1992 dedicada a la observación de la magnetosfera de la Tierra. Los ENA precipitantes se pueden estudiar desde una órbita terrestre baja y se midieron "mirando hacia afuera" por CRRES y los satélites ASTRID suecos de 1995 . [2]
El nuevo milenio vio a ENA Imaging cobrar vida. Se realizaron observaciones extensas y detalladas de la magnetosfera de la Tierra con tres instrumentos ENA a bordo de la Misión IMAGE de la NASA entre 2000 y 2005. [4] En julio de 2000, se tomó un conjunto de imágenes ENA de la corriente del anillo de la Tierra durante una tormenta geomagnética. (Vea la imagen en la parte superior de la página.) La tormenta fue provocada por una rápida eyección de masa coronal que salió del Sol el 14 de julio de 2000 y llegó a la Tierra al día siguiente.
Lanzada en 2008, la Misión NASA TWINS (dos espectrómetros de átomos neutros de imágenes de gran angular) proporciona la capacidad de obtener imágenes estereoscópicas de la magnetosfera. Al obtener imágenes de ENA en un amplio rango de energía (~ 1–100 keV) utilizando instrumentos idénticos en dos naves espaciales de gran altitud e inclinación ampliamente espaciadas, TWINS permite la visualización tridimensional y la resolución de estructuras y dinámicas a gran escala dentro de la magnetosfera. [5]
Magnetosferas planetarias y otras
Las magnetosferas de otros planetas han sido estudiadas por naves espaciales de sobrevuelo, orbitadores, módulos de aterrizaje y observaciones desde la Tierra. [2]
Luna de la tierra
En febrero de 2009, el instrumento SARA LENA de la ESA a bordo del Chandrayaan-1 de la India detectó ENA de hidrógeno pulverizado desde la superficie lunar por los protones del viento solar. Las predicciones habían sido que todos los protones impactantes serían absorbidos por el regolito lunar, pero por una razón aún desconocida, el 20% de ellos se recuperan como ENA de hidrógeno de baja energía. Se plantea la hipótesis de que los protones absorbidos pueden producir agua e hidroxilos en interacciones con el regolito. [13] [14] La Luna no tiene magnetosfera.
Mercurio
Lanzada en 2018, la misión ESA BepiColombo incluye instrumentos ENA para promover su objetivo de estudiar el origen, la estructura y la dinámica del campo magnético de Mercurio. [15] [16] El instrumento LENA se parecerá al instrumento SARA enviado a la Luna de la Tierra. Además de los ENA magnetosféricos, también se espera la pulverización catódica de la superficie de Mercurio.
Venus
Lanzado en 2005, el ASPERA (Analizador energético de átomos neutros) de la misión ESA VEX ( Venus Express ) consta de dos detectores ENA dedicados. [1] En 2006 se obtuvieron imágenes de la ENA de la interacción entre el viento solar y la atmósfera superior de Venus, mostrando un escape masivo de iones de oxígeno planetarios. [17]
Marte
Lanzado en 2003, el instrumento ASPERA de la misión ESA MEX ( Mars Express ) ha obtenido imágenes del viento solar interactuando con la atmósfera marciana superior. [1] Las observaciones de 2004 muestran plasma de viento solar e iones acelerados muy profundos en la ionosfera, hasta 270 km. por encima de la superficie planetaria del lado diurno: evidencia de erosión atmosférica por viento solar. [18]
Júpiter
El instrumento GAS [19] del Ulysses de la ESA / NASA , lanzado en 1990, produjo datos únicos sobre las características del helio interestelar y los ENA emitidos por el Io torus de Júpiter. [2] En su sobrevuelo a Júpiter en 2000, el instrumento INCA de Cassini de NASA / ESA / ASI confirmó un toro de gas neutro asociado con Europa. [20] Las imágenes ENA de Cassini también mostraron que la magnetosfera de Júpiter estaba dominada por átomos de hidrógeno que iban desde unos pocos hasta 100 keV. Los átomos se emiten desde la atmósfera del planeta y desde toros de gas neutro cerca de las lunas galileanas interiores. También se detectó una población de iones más pesados, lo que indica una emisión significativa de oxígeno y / o azufre de la magnetosfera de Júpiter. [21]
Saturno
La primera cámara ENA dedicada voló en la misión Cassini de NASA / ESA / ASI , [22] lanzada en 1997 para estudiar la magnetosfera de Saturno . [7] [23]
El cinturón de radiación principal de Saturno se midió comenzando a una altitud de 70.000 km desde su superficie y llegando hasta los 783.000 km. Cassini también detectó un cinturón interior previamente desconocido más cerca de su superficie que tiene unos 6.000 km de espesor. [24]
La dinámica de la magnetosfera de Saturno es muy diferente a la de la Tierra. El plasma co-rota con Saturno en su magnetosfera. El fuerte campo magnético y la rápida rotación de Saturno crean un fuerte campo eléctrico co-rotacional que acelera el plasma en su magnetosfera hasta que alcanza velocidades de rotación cercanas a la del planeta. Debido a que las lunas de Saturno están esencialmente "inmóviles" en este flujo de muy alta velocidad, se observó una interacción compleja entre este plasma y la atmósfera de la luna Titán. [1]
Titán
El instrumento MIMI-INCA ENA de Cassini ha observado Titán en muchas ocasiones revelando la estructura de la interacción magnetosférica con la densa atmósfera de Titán. [25]
Se han realizado varios estudios sobre las emisiones ENA de Titan.
Urano y Neptuno
La Voyager 2 de la NASA aprovechó su órbita para explorar Urano y Neptuno, la única nave espacial que lo ha hecho. En 1986, la nave espacial encontró un campo magnético de Urano que es grande e inusual. [26] Aún no se han llevado a cabo investigaciones más detalladas.
Imágenes ENA heliosféricas
La heliosfera es una cavidad construida por el viento solar cuando presiona hacia afuera contra la presión del medio interestelar local (LISM). Como el viento solar es un plasma, está cargado y, por lo tanto, lleva consigo el campo magnético del Sol. Entonces, la heliosfera se puede conceptualizar como la magnetosfera del Sistema Solar. El borde de la heliosfera se encuentra mucho más allá de la órbita de Plutón, donde la presión del viento solar disminuye debido a la presión del LISM. [2]
El gas neutro de fondo para la producción de ENA en el límite heliosférico proviene predominantemente del gas interestelar que penetra en la heliosfera. Una pequeña cantidad proviene de la neutralización del viento solar del polvo interplanetario cerca del sol. Los límites de la heliosfera son invisibles y fluctuantes. Aunque las densidades son bajas, el enorme espesor de la heliovaina la convierte en una fuente dominante de ENA, además de las magnetosferas planetarias. [1] Debido a la fuerte dependencia de las características de ENA de las propiedades heliosféricas, las técnicas de obtención de imágenes de ENA remotas proporcionarán una visión global de la estructura y dinámica de la heliosfera inalcanzable por cualquier otro medio. [2]
El primer vistazo de esta vista se anunció en octubre de 2009, cuando la misión IBEX de la NASA devolvió su primera imagen de la inesperada cinta ENA en el borde de la heliosfera . [27] Los resultados revelaron una "cinta muy estrecha que era dos o tres veces más brillante que cualquier otra cosa en el cielo", previamente impredecible, en el borde de la heliosfera que no fue detectada por la Voyager 1 y la Voyager 2 en la región. Estos resultados son realmente emocionantes ya que no coinciden con ningún modelo teórico existente de esta región. [27]
Cassini también tomó imágenes de la heliosfera con ENA y sus resultados complementan y amplían los hallazgos del IBEX, lo que hace posible que los científicos construyan el primer mapa celeste completo de la heliosfera. Los datos preliminares de Cassini sugieren que la heliosfera puede no tener la forma de cometa predicha por los modelos existentes, pero que su forma puede parecerse más a una burbuja grande y redonda. [6]
Las estimaciones del tamaño de la heliosfera varían entre 150 y 200 AU . [a] [1] Se cree que la Voyager 1 superó el choque de terminación de la heliosfera en 2002 a aprox. 85 - 87 AU [10] mientras que la Voyager 2 superó el choque de terminación en 2007 en aproximadamente 85 AU. [28] Otros colocan la descarga de terminación a una distancia media de ≈100 AU. [1] Debido a que el viento solar varía en un factor de 2 durante el ciclo solar de 11 años , habrá variaciones en el tamaño y la forma de la heliosfera, conocida como "respiración" de heliosfera. [2]
Las enormes distancias involucradas significan que nunca acumularemos una gran cantidad de mediciones in situ de las diversas capas de la heliosfera. Voyager 1 y 2 tardaron 27 años. y 30 años. respectivamente para llegar al choque de terminación. Vale la pena señalar que para grandes distancias al objeto, se detectarían energía alta (velocidad) y ENA más lentos emitidos simultáneamente en diferentes momentos. Esta diferencia de tiempo varía de 1 a 15 minutos para observar la magnetosfera de la Tierra desde una nave espacial a gran altitud hasta más de un año para obtener imágenes del límite heliosférico desde una órbita terrestre. [2]
Bengalas / CME
En un desarrollo sorprendente, apareció un tipo completamente diferente de fuente ENA en 2006. La nave espacial STEREO detectó átomos de hidrógeno neutros con energías en el rango de 2-5 MeV desde la llamarada / CME SOL2006-12-05. [29] [30] Estas partículas no fueron detectadas con un instrumento diseñado para ver ENA, pero había suficientes datos auxiliares para hacer la observación bastante inequívoca. Acelerar los ENA sin ionizarlos sería difícil, por lo que la interpretación razonable aquí es que los protones SEP de la llamarada / CME pudieron encontrar átomos de He y similares a He con una sola carga en el viento solar, y de allí convertir y continuar sin efectos magnéticos. . Las partículas llegaron así antes que los propios protones SEP, obligados a seguir la espiral de Parker . Aunque no se ha detectado ningún otro evento de esta manera, probablemente muchos podrían, y en principio podrían proporcionar información sustancial sobre los procesos involucrados en la aceleración y propagación de SEP.
Instrumentos ENA
Aunque el estudio de las ENA prometía mejoras en la comprensión de los procesos magnetosféricos y heliosféricos globales, su progreso se vio obstaculizado debido a las enormes dificultades experimentales inicialmente.
A fines de la década de 1960, los primeros intentos de medición directa de ENA revelaron las dificultades involucradas. Los flujos de ENA son muy débiles, a veces menos de 1 partícula por cm 2 por segundo y normalmente se detectan por emisión de electrones secundarios al contacto con una superficie sólida. Existen en regiones que contienen radiación ultravioleta (UV) y ultravioleta extrema (EUV) con flujos 100 veces mayores que los que producen emisiones similares. [2]
Idealmente, un instrumento ENA también específicamente:
- evitar la entrada de partículas cargadas
- suprime la luz de fondo (fotones), particularmente la radiación UV y EUV
- medir la masa y la energía de los ENA entrantes
- determinar las trayectorias de las ENA entrantes
- medir los flujos de ENA de 10 −3 a 10 5 por cm 2 por estereorradián por segundo
- medir los ENA con un rango de energía desde unos pocos eV hasta> 100 keV [2]
El desafío de la teledetección a través de ENA radica en combinar la espectrometría de masas con la obtención de imágenes de flujos de partículas débiles dentro de las estrictas limitaciones impuestas por una aplicación en una nave espacial. [7]
Cámaras ENA de media y alta energía
Muy pronto quedó claro que para tener éxito, los instrumentos tendrían que especializarse en energías ENA específicas. A continuación se describe, en términos muy simplificados, una función de instrumento típica para un instrumento de energía alta (HENA) o media (MENA), con las diferencias señaladas. La ilustración adjunta es de la cámara HENA volada en la misión IMAGE de la NASA y la descripción que sigue se parece más a los instrumentos de la misión IMAGE.
Colimador
Un conjunto de placas electrostáticas desvían las partículas cargadas lejos del instrumento y colima el haz de átomos neutros entrantes en unos pocos grados.
Rechazo de fotones y tiempo de vuelo (TOF)
HENA : TOF está determinado por un requisito de detección de coincidencia que resulta ser eficiente para eliminar también el ruido de fondo de los fotones. Un ENA pasa a través de una película delgada a un detector de energía de partículas con su energía casi completamente preservada. Al mismo tiempo, los electrones que se dispersan hacia adelante desde la película se desvían electrostáticamente hacia un detector para crear un pulso de inicio. El ENA que llega a su detector de estado sólido (SSD) crea el pulso final y su posición de impacto cede su trayectoria y, por lo tanto, la longitud de la trayectoria. Las señales de inicio y parada permiten determinar el TOF.
Si los electrones son dispersados por fotones entrantes, no se detectará ENA para crear el pulso de parada. Si no se detecta ningún pulso de parada dentro de un tiempo establecido apropiado para la energía de las partículas esperadas, el pulso de inicio se descarta. [32]
MENA : Los ENA de energía media perderían demasiada energía al penetrar la película utilizada en el instrumento HENA. La película más delgada requerida sería vulnerable a daños por los incidentes de UV y EUV. Por lo tanto, se evita que los fotones entren en el instrumento mediante el uso de una rejilla de difracción de oro. Una película de carbono ultrafina está montada en la parte posterior de la rejilla. Los ENA pasan a través de la rejilla y la película para impactar en un detector de estado sólido (SSD), dispersando electrones y permitiendo determinaciones de longitud de trayectoria y TOF como para el HENA anterior. [33]
Conocer la longitud de la trayectoria y el TOF permite determinar la velocidad.
Energía
El detector de estado sólido (SSD) impactado por el ENA después de pasar a través de la lámina registra su energía. La pequeña pérdida de energía debida al paso a través de la lámina se maneja mediante la calibración del instrumento.
Masa
Conociendo la energía y la velocidad, la masa de la partícula se puede calcular a partir de energía = mv 2 /2. Alternativamente, el número de electrones dispersos detectados también puede servir para medir la masa del ENA. [1]
Los requisitos de resolución de masa son normalmente modestos, requiriendo como máximo distinguir entre átomos de hidrógeno (1 amu), helio (4 amu) y oxígeno (16 amu) con azufre (32 amu) también esperado en la magnetosfera de Júpiter. [1] [2]
Imágenes 2D y 3D
Por lo general, la obtención de imágenes de una nave espacial giratoria proporciona la segunda dimensión de identificación de dirección. Al combinar observaciones sincronizadas de dos satélites diferentes, es posible obtener imágenes estéreo. [2] Se esperan con impaciencia los resultados de la misión TWINS, ya que dos miradores proporcionarán sustancialmente más información sobre la naturaleza tridimensional de la magnetosfera de la Tierra.
Cámaras ENA de bajo consumo energético
Si bien el colimador es similar, los instrumentos de baja energía como el GSFC LENA de la NASA utilizan una técnica de extracción de láminas. Los ENA incidentes interactúan con una superficie como el tungsteno para generar iones que luego son analizados por un espectrómetro de iones. [1] [34] [35]
Debido a la necesidad de detectar átomos pulverizados desde la superficie lunar, así como ENA más ligeros, el ESA LENA en el Chandrayaan-1 incorporó un espectrómetro de masas diseñado para resolver masas más pesadas que incluyen sodio , potasio y hierro . [13]
Futuro
En 2005, solo se habían volado un total de seis detectores ENA dedicados. [1] El lanzamiento de instrumentos a bordo en las misiones TWINS e IBEX eleva el total a nueve en 2009, un aumento del 50% en solo 4 años. La observación de plasma espacial utilizando imágenes ENA es una tecnología emergente que finalmente está cobrando vida.
Aún se necesitan varias mejoras para perfeccionar la técnica. Aunque la resolución angular ha disminuido ahora a unos pocos grados y se pueden separar diferentes especies, un desafío es expandir el rango de energía hacia arriba a aproximadamente 500 keV. Este rango de alta energía cubre la mayor parte de la presión de plasma de la magnetosfera interna de la Tierra, así como algunos de los cinturones de radiación de mayor energía, por lo que es deseable para las imágenes terrestres ENA. [1]
Para los ENA de menor energía, por debajo de 1 keV, las técnicas de obtención de imágenes son completamente diferentes y se basan en el análisis espectroscópico de los iones extraídos de una superficie por el ENA que incide. Se necesitarán mejoras en las mediciones de sub-keV para obtener imágenes de la magnetosfera de Mercurio debido a las consecuencias de su campo magnético más pequeño y su geometría más pequeña. [1]
Importancia para la Tierra
Además de los obvios beneficios intelectuales que aporta una mayor comprensión de nuestro entorno espacial, existen muchas motivaciones prácticas para mejorar nuestro conocimiento de los plasmas espaciales.
La heliosfera es un capullo protector para el Sistema Solar, al igual que la magnetosfera de la Tierra es un capullo protector para la Tierra. La información proporcionada por los ENA sobre el comportamiento de los plasmas espaciales mejora nuestra comprensión de estos mecanismos de protección.
Sin la magnetosfera, la Tierra estaría sujeta al bombardeo directo del viento solar y podría ser incapaz de retener una atmósfera. Esto, más una mayor exposición a la radiación solar, significa que la vida en la Tierra tal como la conocemos no sería posible sin la magnetosfera. De manera similar, la heliosfera protege al Sistema Solar de la mayoría de los rayos cósmicos que de otro modo serían dañinos, y el resto es desviado por la magnetosfera de la Tierra.
Aunque la mayoría de los satélites en órbita están protegidos por la magnetosfera, las tormentas geomagnéticas inducen corrientes en los conductores que interrumpen las comunicaciones tanto en el espacio como en los cables terrestres. Una mejor comprensión de la magnetosfera y la corriente del anillo y su interacción con el viento solar durante una alta actividad solar nos permitirá proteger mejor estos activos.
Los astronautas en misiones en el espacio profundo no tendrán la protección de la Tierra, por lo que comprender los factores que pueden afectar su exposición a los rayos cósmicos y al viento solar es fundamental para la exploración espacial tripulada. [36] [37] [38]
Notas
^ Los astrónomos miden distancias dentro del Sistema Solar enunidades astronómicas(AU). Una UA equivale a la distancia media entre los centros de la Tierra y el Sol, o 149.598.000 km. Plutón está a unas 38 AU del Sol y Júpiter a unas 5,2 AU del Sol. Un añoluzequivale a 63.240 AU.
Ver también
- Lista de artículos sobre plasma (física)
Referencias
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Brandt, PC; Mitchell, DG; Roelof, EC; Krimigis, SM; Paranicas, CP; Mauk, BH; Saur, J .; DeMajistre, R. (2005). "Imágenes ENA: Ver lo invisible" (PDF) . Recopilación técnica de Johns Hopkins APL . 26 (2): 143-155 . Consultado el 27 de septiembre de 2011 .
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y Mike Gruntman (1997). "Imagen de átomo neutro energético de plasmas espaciales" (PDF) . Revisión de instrumentos científicos . 68 (10): 3617–3656. Código Bibliográfico : 1997RScI ... 68.3617G . doi : 10.1063 / 1.1148389 . Consultado el 22 de octubre de 2009 .
- ^ P. C: hijo Brandt; S. Barabash; EC Roelof; CJ Chase (2001). "Imagen de átomo neutro energético a bajas altitudes del microsatélite sueco Astrid: extracción de la distribución de iones ecuatoriales" . Revista de Investigación Geofísica . 106 (A11): 25731–25744. Código bibliográfico : 2001JGR ... 10625731B . doi : 10.1029 / 2000JA900023 .
- ^ a b c Sten Odenwald (2005). "IMAGEN Descubrimientos Científicos" . Centro Educativo IMAGE de la NASA . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ a b NASA. "Misión TWINS" . Instituto de Investigaciones del Suroeste . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ a b K. Munsell, ed. (15 de octubre de 2009). "Los datos de Cassini ayudan a redibujar la forma del sistema solar" . Laboratorio de propulsión a chorro . Archivado desde el original el 19 de octubre de 2009 . Consultado el 22 de octubre de 2009 .
- ^ a b c d e f g h yo j k Peter Wurz (2001). "Detección de átomos neutrales energéticos" (PDF) . La heliosfera exterior: más allá de los planetas . Archivado desde el original (PDF) el 10 de abril de 2009 . Consultado el 22 de octubre de 2009 .
- ^ a b Mike Gruntman. "Diagramas de cambio de carga" . Tutorial de átomos neutros energéticos . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ a b "Instrumentación IMAGE NAI" . Instituto de Investigaciones del Suroeste . 2000 . Consultado el 25 de octubre de 2009 .
- ^ a b Paranicas, CP; Decker, RB; Williams, DJ; Mitchell, DG; Brandt, PC; Mauk, BH (2005). "Aspectos destacados de la investigación reciente de magnetosferas planetarias y la heliosfera" (PDF) . Recopilación técnica de Johns Hopkins APL . 26 (2). Archivado desde el original (PDF) el 11 de septiembre de 2006 . Consultado el 22 de octubre de 2009 .
- ^ F. Six (4 de septiembre de 1996). "El viento solar chamuscaría nuestra atmósfera si no fuera por nuestro campo magnético" . Páginas de la rama de física del plasma espacial de la NASA . Archivado desde el original el 2 de octubre de 2009 . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ "Centro de predicción del tiempo espacial" . (EE.UU.) Servicio Meteorológico Nacional . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ a b Bhardwaj, A .; Barabash, S .; Futaana, Y .; Kazama, Y .; Asamura, K .; McCann, D .; Sridharan, R .; Holmstrom,.; Wurz, P .; Lundin, R. (diciembre de 2005). "Imágenes de átomos neutros de baja energía en la Luna con el instrumento SARA a bordo de la misión Chandrayaan-1" (PDF) . J. Earth Syst. Sci . 114 (6): 749–760. Código bibliográfico : 2005JESS..114..749B . CiteSeerX 10.1.1.503.9726 . doi : 10.1007 / BF02715960 . Consultado el 1 de noviembre de 2009 .
- ^ "Cómo la luna produce su propia agua" . Agencia Espacial Europea . Ciencia diaria. 2009-10-19 . Consultado el 1 de noviembre de 2009 .
- ^ ESA (2009). "Misión ESA Bepicolombo" . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ Kazama, Y .; Barabash, S .; Asamura, K .; Fedorov, A .; Wurz, P. (2004). "Un instrumento ENA para la misión BepiColombo de exploración de mercurio". Unión Geofísica Americana . 2004 : P23A – 0244. Código Bibliográfico : 2004AGUFM.P23A0244K .
- ^ ESA (2006). "Átomos cargados en la alta atmósfera de Venus" . Misión ESA VEX . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ R. Lundin; et al. (24 de septiembre de 2004). "Erosión atmosférica inducida por el viento solar en Marte: primeros resultados de ASPERA-3 en Mars Express". Ciencia . 305 (5692): 1933–1936. Código Bibliográfico : 2004Sci ... 305.1933L . doi : 10.1126 / science.1101860 . PMID 15448263 .
- ^ Manfred Witte (1990). "Experimento de gas neutro interestelar de Ulises" . Misión ESA Ulysses . Archivado desde el original el 2 de diciembre de 2009 . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ Mauk, BH; DG Mitchell; SM Krimigis; EC Roelof; CP Paranicas (27 de febrero de 2003). "Átomos neutros energéticos de un toro de gas trans-Europa en Júpiter". Naturaleza . 421 (6926): 920–922. Código Bib : 2003Natur.421..920M . doi : 10.1038 / nature01431 . PMID 12606993 .
- ^ Mitchell, DG; CP Paranicas; BH Mauk; EC Roelof y SM Krimigis (2004). "Átomos neutros energéticos de Júpiter medidos con el instrumento de formación de imágenes magnetosféricas Cassini: dependencia del tiempo y composición" . Revista de Investigación Geofísica . 109 (A10): A09S11. Código bibliográfico : 2004JGRA..109.9S11M . doi : 10.1029 / 2003ja010120 . Consultado el 28 de octubre de 2009 .
- ^ "Instrumento de formación de imágenes magnetosféricas Cassini MIMI" . APL Universidad Johns Hopkins . 2005-11-30 . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ K. Munsell (ed.). "Instrumento Cassini MIMI-INCA" . Laboratorio de propulsión a chorro . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ Nicholas M. Short Sr. "Teledetección planetaria" . NASA . Archivado desde el original el 26 de agosto de 2009 . Consultado el 28 de octubre de 2009 .
- ^ Mitchell, DG; PC Brandt; EC Roelof; J. Dandouras; SM Krimigis; BH Mauk (13 de mayo de 2005). "Emisiones energéticas de átomos neutros de la interacción de Titán con la magnetosfera de Saturno". Ciencia . 308 (5724): 989–992. Código Bibliográfico : 2005Sci ... 308..989M . doi : 10.1126 / science.1109805 . PMID 15890874 .
- ^ A. Angrum, ed. (18 de septiembre de 2009). "Voyager - Urano" . Laboratorio de propulsión a chorro . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ a b Dave McComas (15 de octubre de 2009). "Resumen de resultados del IBEX" . Instituto de Investigaciones del Suroeste . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ D. Chandler (10 de diciembre de 2007). "Instrumento del MIT encuentra sorpresas en el borde del sistema solar" . Instituto de Tecnología de Massachusetts . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ Mewaldt, RA; Leske, RA; Stone, EC; Barghouty, AF; Labrador, AW; Cohen, CMS; Cummings, AC; Davis, AJ; von Rosenvinge, TT; Wiedenbeck, ME (2009). "Estereoobservaciones de átomos de hidrógeno neutros energéticos durante la llamarada solar del 5 de diciembre de 2006" . El diario astrofísico . 693 (1): L11 – L15. Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 693L..11M . doi : 10.1088 / 0004-637X / 693/1 / L11 .
- ^ Mewaldt, R. A; Leske, R. A; Stone, E. C; Barghouty, A. F; Labrador, A. W; Cohen, CM S; Cummings, A. C; Davis, A. J; von Rosenvinge, T. T; Wiedenbeck, M. E (marzo de 2009). "Observaciones ESTÉREO de átomos de hidrógeno neutros energéticos durante la llamarada solar del 5 de diciembre de 2006" (PDF) . Astrophys. J. Lett . 693 : L11 – L15. Código Bibliográfico : 2009ApJ ... 693L..11M . doi : 10.1088 / 0004-637X / 693/1 / L11 .
- ^ NASA. "IMAGEN HENA Imager" . Instituto de Investigaciones del Suroeste . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ "Generador de imágenes de átomos neutros de alta energía (HENA) IMATE" . Instituto de Investigaciones del Suroeste . Consultado el 28 de octubre de 2009 .
- ^ "Generador de imágenes de átomo neutro de energía media (HENA) IMATE" . Instituto de Investigaciones del Suroeste . Consultado el 28 de octubre de 2009 .
- ^ "Generador de imágenes de átomo neutro de energía media (HENA) IMATE" . NASA . Archivado desde el original el 9 de abril de 2009 . Consultado el 28 de octubre de 2009 .
- ^ Colaboración GSFC LENA. "Operación del Instrumento LENA" . NASA . Colaboración LENA LENA. Archivado desde el original el 9 de abril de 2009 . Consultado el 1 de noviembre de 2009 .
- ^ Dave McComas (15 de octubre de 2009). "Resumen de resultados del IBEX" . Instituto de Investigaciones del Suroeste . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ L. Bartolone (2008). "¿Cómo afectan los rayos cósmicos al ADN?" . Instituto de Investigaciones del Suroeste . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
- ^ L. Bartolone (2008). "¿Cómo me afecta el límite del Sistema Solar?" . Instituto de Investigaciones del Suroeste . Consultado el 27 de octubre de 2009 .
enlaces externos
- Lista de referencias de átomos neutros
- Lista de publicaciones del equipo LENA