Carlos Meliveo García

Misiones
solares
Carlos Meliveo García
He echado en falta un breve comentario sobre el interés de ir al espacio: ausencia de seeing atmosférico, -posibilidad de estudiar radiación UV y X, medidas in situ del viento solar y partículas de CMEs y otros fenómenos
explosivos, - posibilidad de observaciones desde fuera del plano de la
eclíptica
Introducción
¿Por qué es importante estudiar el sol? Si queremos entender mejor el comportamiento
estelar no nos queda más remedio que estudiar a este, la estrella más cercana a la tierra y
la única de la cual tenemos resolución espacial. Ha habido varias misiones a la largo del
siglo XX pero en este trabajo solo se muestran las principales misiones solares
actualmente en órbita, describiendo brevemente el uso de sus diferentes instrumentos a
bordo.
Satélites
Los satélites en órbita que actualmente se encuentran estudiando el sol son los
siguientes:
• STEREO
• SOHO
• ULYSSES
• HINODE(SOLAR-B)
• TRACE
• HESSI
STEREO
Solar TErrestrial RElations Observatory es una misión lanzada por la NASA el 26 de
octubre de 2006 consistente en dos satélites casi idénticos. El fin del proyecto está
programado para 2008. La característica más llamativa de esta misión es que usa una
visión estereoscópica para obtener una imagen global del sol así como de su área de
influencia.
STEREO tiene los siguientes objetivos:
• Entender las causas y el mecanismo que origina las eyecciones de masa coronal
• Caracterizar la propagación de las eyecciones de masa coronal a través de la
heliosfera
• Descubrir como y en que puntos se aceleran las partículas en la parte baja de la
corona así como el medio interplanetario
• Dar un modelo tridimensional, dependiente del tiempo, de la topología
magnética, temperatura, densidad y velocidad del viento solar
INSTRUMENTAL
Cada uno de los satélites lleva cuatro conjuntos de instrumentos:
• Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI)
• In-situ Measurements of Particles and CME Transients (IMPACT)
• PLAsma and SupraThermal Ion Composition (PLASTIC)
• STEREO/WAVES (SWAVES)
SECCHI
SECCHI es un conjunto de 5 telescopios. Uno para imágenes bajo condiciones
de ultravioleta extremo y dos coronógrafos (colectivamente conocidos como
SCIP), los cuales fotografían el disco solar y su corona externa e interna, y dos
cámaras heliosféricas (llamadas HI) que registran el espacio entre el Sol y la
Tierra.
• Coronógrafos: COR1 y COR2 observan la corona interna (1.4-4. Rsol)
y externa (2-15 Rsol) con una frecuencia y una precisión nunca vista
Imagen tomada con
hasta ahora. COR1 es el primer instrumento en el espacio que explora la
COR1
corona interna a través de luz blanca
• Heliospheric Imager (HI): Es el instrumento más novedoso ya que obtiene
imágenes de las eyecciones de masa coronal en el espacio interplanetario (12318 Rsol)
• Extreme Ultraviolet Imager (EUVI): EUVI observa el campo magnético de la
fotosfera, la cromosfera, y la parte más interna de la corona solapando con las
imágenes de la corona y de la heliosfera tomadas por COR1, COR2, y HI.
• Guide Telescope: Este telescopio actúa como un sensor para el EUVI.
IMPACT
IMPACT hace mediciones de los electrones del viento solar, los campos magnéticos
interplanetarios y partículas solares energéticas. Tiene 7 detectores:
• Solar Wind Plasma Electron Analyzer (SWEA): Está diseñado para medir la
función de distribución del núcleo y el halo del viento solar desde unos pocos
eV hasta varios keV con una gran resolución espectral y angular, cubriendo
prácticamente toda la esfera solar
• Suprathermal Electron Telescope (STE): Este instrumento cubre electrones
del superhalo del viento solar con energías ~2-20 keV, así como los acelerados
en las CME’s o en erupciones, extendiendo así el limite del SWEA
• Magnetómetro (MAG): Para optimizar la sensibilidad a los campos magnéticos
poco intensos que hay en el medio interplanetario, el magnetómetro tiene un
rango dinámico, esto es, esta divido en 8 partes que se combinan siempre que el
campo medido exceda un nivel predeterminado
• Solar Electron Proton Telescope (SEPT): Consiste en dos detectores de
partículas en modo dual que miden y separan limpiamente electrones de energías
comprendidas entre 20-400 keV y protones entre 20-7000 keV, proporcionando
información de la anisotropía mediante el uso de varios campos visuales. Los
conos de visión de ambos telescopios son de unos 60 grados
• Suprathermal Ion Telescope (SIT): Es un espectrómetro de masas para iones,
que mide la composición elemental de iones con energías que van de ~30
keV/nucleón a 2 MeV/nucleón. Los ángulos del campo visual son 17X44 grados
• Low Energy Telescope (LET): Es un conjunto de 14 detectores de estado
sólido diseñados para medir protones e iones de helio de ~1.5 a 13 MeV/nucleón,
e iones más pesados de ~2 a 30 MeV/nucleón. El campo visual va desde 20
grados por encima a 20 por debajo del plano de la eclíptica, y 65 grados a uno y
lado del campo espiral de Parker
• High Energy Telescope (HET): Usa 6 detectores de estado sólido diseñados
para medir protones e iones de helio de 100 MeV/nucleón, y electrones
enérgicos de 5 MeV. El campo visual del HET cubre un cono de 47.5 grados
alrededor de la dirección del campo espiral de Parker
PLASTIC
Está diseñado para estudiar el viento solar de la corona así como procesos de vientos
solares heliosféricos. PLASTIC proporciona características in situ de los protones del
plasma, partículas alfa e iones pesados. Esto suministra medidas sobre la masa y la
carga de iones pesados que diferencian al plasma de las eyecciones de masa coronal del
plasma del viento solar.
• SOLAR WIND SECTOR (SWS) SMALL (PROTON) CHANNEL: Mide las
funciones de distribución de protones del viento solar (H+) y partículas alfa
(He+2), proporcionando la densidad de protones (n), la velocidad (Vsw), la
temperatura cinética (Tk), y la relación partículas alfa/protones (He+2 /H +).
• SOLAR WIND SECTOR (SWS) MAIN (COMPOSITION) CHANNEL:
Mide la composición elemental, la distribución de carga, la temperatura cinética,
y la velocidad de los iones pesados más abundantes del viento solar
• WIDE-ANGLE PARTITION (WAP): Estudia las funciones de distribución de
iones supratermales, incluyendo partículas interplanetarias aceleradas por
choques (IPS) asociadas con acontecimientos CME, así como partícula
asociadas con Regiones de Interacción Corrotativas (CIR`s).
SWAVES
Es un seguidor de estallidos de radio interplanetario que permite entender como se
generan y como evolucionan las perturbaciones de radio en su viaje del sol hasta la
órbita de la Tierra. El receptor de ondas de plasma y radio, el S/WAVES.
Posee cinco antenas que barren diferentes frecuencias, como muestra la siguiente tabla:
SOHO
El Solar and Heliosferic Observatory (SOHO) es una sonda espacial lanzada por la
NASA y la ESA el 2 de diciembre de 1995 para estudiar el sol. Tenía una duración
prevista de dos años pero aun hoy sigue en funcionamiento. La mitad de los cometas
conocidos han sido descubiertos por SOHO ya que bloquean la luz del sol que recibe,
durante un intervalo corto de tiempo.
Como objetivos principales tiene:
• La investigación de la capa externa del Sol
• Observar el viento solar y fenómenos asociados en los alrededores de L1
• Sondeo de la estructura interior del Sol
INSTRUMENTAL
SOHO contiene doce instrumentos principales, cada uno capaz de observar de manera
independiente el Sol o alguna de sus partes. Estos son:
Deberías haber agrupado los instrumentos de acuerdo con esos 3 objetivos principales.
Lo que pasa es que has mantenido el orden en que los presenta la wikipedia...
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Global Oscillations at Low Frecuence (GOLF): Estudia la estructura interna
del sol midiendo el espectro de las oscilaciones globales en frecuencias
comprendidas entre 10-7 y 10-2 Hz. Se investigan tanto los modos p como los g,
haciendo hincapié en las ondas de bajo orden y largo periodo que penetran en el
núcleo solar
Variability of Solar Irradance (VIRGO): Hace medidas continuas de gran
precisión de la irradiancia solar total y espectral y de la variación de la radiación
espectral. También toma medidas de diámetro polar y ecuatorial así como las
frecuencias, amplitudes y fases de los modos de oscilación con frecuencias
comprendidas entre 1 uHz y 8 mHz
Large Angle and Spectrometric Coronograph Experiment(LASCO): Es un
instrumento que consiste en un juego de tres coronógrafos que toman imágenes
de la corona solar de 1.1 a 32 radios solares
Michelson Doppler Imager (MDI): Mide el campo de velocidad y el
magnético en la fotosfera, para estudiar la zona de convección y los campos
magnéticos que controlan la estructura de la corona
Solar UV Measurement of Emitted radiation (SUMER): Es un telescopio y
espectrómetro UV capaz de hacer medidas en la cromosfera, region de transición
y la corona baja con una resolución espacial de 1 segundo de arco a lo ancho de
la rendija y 2 segundo de arco a lo largo. Con ello mide los flujos de plasma,
temperatura y densidad de la corona
Coronial Diagnostic Spectrometer (CDS): Está diseñado para detectar la
radiación solar en el ultravioleta extremo lo cual permite para sondear las
condiciones en la corona solar. Los espectros registrados por CDS proporcionan
información sobre la temperatura, la densidad, la composición elemental y los
flujos de plasma muy caliente atrapado en el campo magnético del Sol
Extreme UV Imaging Telescope (EIT): El Telescopio EIT proporciona
imágenes amplias de la corona y la región de transición sobre el disco solar y
hasta 1.5 Rsol por encima. Para ello utiliza las líneas del espectro de emisión
como Fe IX (171 A), Fe XII (195 A), Fe XV (284 A), y He II (304 A) para
proporcionar un diagnóstico de temperaturas comprendidas entre 6 x10 4 k a
3 x10 6 k . El telescopio tiene un campo de visión de 45x 45 minutos de arco y
2.6 píxeles/segundo de arco que proporcionan una resolución espacial
aproximada de 5 segundos de arco. El EIT sondea el plasma de la corona a
escala global, así como la subyacente atmósfera mas fría y turbulenta,
proporcionando la base para análisis comparativos con observaciones tanto de la
tierra como de otros instrumentos de SOHO
UV Coronagraph and Spectrometer (UVCS): El objetivo del UVCS es
proporcionar una descripción detallada de la extensa corona solar, que puede ser
usada para contestar una amplia gama de preguntas científicas en cuanto a la
naturaleza de la corona solar y la generación del viento solar. UVCS hace
medidas de la corona entre 2 y 10 radios solares desde el centro de sol con alta
resolución espectral y espacial. De las medidas espectroscópicas en longitudes
de onda ultravioletas se puede determinar la distribución de velocidades de los
protones, velocidad de salida de estos, temperatura de los electrones, y las
velocidades de salida y densidad
Solar Wind Anisotropies (SWAN): Observa la radiación Lyman alfa de todas
las direcciones del cielo. Por lo general el SWAN realiza tres mapas de radiación
del cielo entero por semana. Con esto podemos medir el flujo del viento solar,
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mapear la densidad de la heliosfera y observar las estructura de las corrientes de
viento solar a gran escala
Charge, Element, Isotope Analysis (CELIAS): El instrumento CELIAS esta
diseñado para estudiar la composición del viento solar y de partículas solares e
interplanetarias enérgicas. Consiste en tres sensores diferentes que son
optimizados cada uno para medir la composición de carga elemental, isotópica, e
iónica del viento solar o iones enérgicos que emanan del Sol. Además, lleva
incluido el Solar EUV Monitor (SEM) para monitorizar el flujo absoluto en
EUV del Sol
Suprathermal & Energetic Particle Analyser (COSTEP): Tiene dos
instrumentos, que se llaman EPHIN (Electron Proton Helium Instrument) y
LION (Low Energy Ion and Electron Instrument).Ambos instrumentos miden
partículas enérgicas emitidas por el Sol. Los objetivos de EPHIN son entender
los procesos estacionarios en la atmósfera solar, la deposición de energía y la
aceleración de partícula en la atmósfera solar así como de la composición de la
atmósfera solar. Para ello utiliza un telescopio capaz de medir electrones con
energías comprendidas entre 250 keV hasta más de 8.7 MeV. LION consiste en
dos telescopios que registras protones con energías comprendidas entre los 44
keV hasta los 6 MeV y electrones hasta los 26 MeV
Energetic Particle Analyser (ERNE): Las energéticas erupciones en la
atmósfera solar pueden acelerar partículas locales de gas a altas energías y
expulsarlas al espacio interplanetario. Estas corrientes rápidas de partículas son
registradas por ERNE. De vez en cuando, cuando no hay ninguna producción de
partículas enérgicas en el Sol, ERNE observa el flujo continuo de partículas
enérgicas de la Vía Láctea (rayos cósmicos galácticos), y del límite de la
heliosfera (rayos cósmicos anómalos)
Imágenes combinadas de SOHO
ULYSSES
Ulysses (International Solar Polar Mission) es una misión conjunta de la NASA y la
ESA que fue lanzada el 6 de octubre de 1990 y que tiene previsto observar hasta el 30
de marzo de 2008. Es interesante debido a que es la primera nave espacial construida
para estudiar la región del espacio situada encima de los polos solares(por encima de 70
grados de latitud tanto en polo sur del Sol como en norte, ninguna nave espacial anterior
ha alcanzado latitudes solares más altas que 32 grados), siendo su objetivo principal
caracterizar la heliosfera en función de latitud solar así como las propiedades del viento
solar, el campo magnético heliosférico, estallidos solares en radio y ondas en el plasma,
rayos X solares, rayos cósmicos solares y galácticos, gas neutro interestelar e
interplanetario así como polvo.
INSTRUMENTAL
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Magnetómetro (VHM/FGM): Determina los gradientes del campo, así como la
dependencia con la heliolatitud de fenómenos interplanetarios hasta ahora sólo
observados cerca del plano de la eclíptica
Solar Wind Plasma Experiment(SWOOPS): Caracteriza con exactitud el
estado de las condiciones internas del plasma interplanetario en su camino hacia
Júpiter
Solar Wind Ion Composition Instrument (SWICS): Es un espectrómetro
diseñado para determinar la carga elemental e iónica, las temperaturas y las
velocidades de los principales iones del viento solar, del H al Fe, en velocidades
de viento solares comprendidas entre 175 kilómetros/s (protones) y 1280
kilómetros/s (Fe8 +)
Unified Radio and Plasma Wave Instrument (URAP): Tiene un doble
propósito, l) la determinación de la dirección, el tamaño angular, y la
polarización de las fuentes de radio y 2) el estudio detallado de fenómenos
ondulatorios locales, que determinan los coeficientes de transporte del plasma
ambiental
Energetic Particle Instrument (EPAC): Está construido para proporcionar
información sobre el flujo, la anisotropía y la composición química de partículas
enérgicas en el espacio interplanetario
Low-Energy Ion and Electron Experiment (HISCALE): Hace medidas de
iones y electrones interplanetarios los cuales detecta mediante 5 telescopios con
detectores de estado sólido. Detecta iones con Ei> 50 keV y electrones con Ee>
30 keV
Cosmic Ray and Solar Particle Instrument (COSPIN): Consiste en un grupo
de seis telescopios de partículas cargadas para medir la energía, la composición,
la intensidad y la anisotropía de nucleones en el rango de energías que va de ~
0.5 MeV/nucleón a ~ 600 MeV/nucleón para elementos comprendidos entre el H
y el Ni
Solar X-ray and Cosmic Gamma-Ray Burst Instrument (GRB): Se compone
de dos centelleadores de CsI y dos detectores de Si que cubren energías desde 5
keV a150 keV
Dust Experiment (DUST): Provee observaciones directas de granos de polvo
del espacio interplanetario con masas comprendidas entre 10 −16 g y 10 −6 g, para
investigar sus propiedades físicas y dinámicas como función de la distancia
heliocéntrica y la latitud eclíptica. Hay mucho interés en saber que parte
proporcionan los cometas, asteroides y partículas interestelares
Coronal-Sounding Experiment (SCE): Obtiene los parámetros del plasma de
la atmósfera solar mediante el uso de técnicas de sondeo de la corona. Aplicando
suposiciones apropiadas para el modelo, se puede determinar la distribución de
densidad de electrones a partir de medidas del efecto Doppler durante las
conjunciones solares
Gravitational Wave Experiment (GWE): Las medidas del efecto Doppler
podrían detectar ondas gravitacionales a frecuencias bajas
HINODE
SOLAR-B o Hinode (amanecer, en japonés) es un satélite para observación solar de la
JAXA con colaboración de la NASA, la ESA y el Science and Technology Facilities
Council (STFC). Fue lanzado el 22 de septiembre de 2006 y tiene previsto estar
funcionando hasta 2010. Está situado en una órbita casi circular sincrónica con el Sol lo
que le permite una observación casi continua del este. El 28 de octubre, los
instrumentos de la sonda capturaron sus primeras imágenes.
INSTRUMENTAL
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Solar Optical Telescope (SOT): Consiste en un telescopio de
50cm de apertura (Optical Telescope Assembly, OTA) y un
paquete de planos focales (FPP). Este sistema combinado, está
optimizado para medidas exactas del campo magnético en la
fotosfera y la dinámica asociada a este tanto de la fotosfera como
de cromosfera
Imagen tomada por SOT
X-ray Telescope (XRT): Es un telescopio de alta resolución, que es un sucesor
de Yohkoh (SOLAR-A). Sus imágenes de rayos X blandos sirven para obtener
la configuración del campo magnético y su evolución, permitiendo observar la
acumulación de energía, su almacenamiento y el proceso de liberación en la
corona en cualquier acontecimiento. Uno de los rasgos únicos del XRT es su
amplia cobertura de temperaturas que permite ver todos los rasgos de la corona
Extreme-Ultraviolet Imaging Spectrometer (EIS): Obtiene espectros
espacialmente resueltos en dos rangos de longitudes de onda: 17.0-21.2 y 24.629.2 nm. La resolución espacial está alrededor de 2 segundos de arco, y el
campo visual es mayor que 560 x 512 segundos de arco 2 . Las líneas de emisión
en las estas longitudes de onda son emitidas en temperaturas comprendidas entre
50,000 K y 20 millones de K. EIS esta diseñado para estudiar los complicados
procesos físicos implicados en el calentamiento de la corona solar ya que
observa tanto la región de transición como la corona
TRACE
Transition Region and Coronal Explorer es una misión de la NASA que fue lanzada con
éxito el 2 de abril de 1998. Los objetivos de la misión son seguir la evolución de las
estructuras del campo magnético desde el interior solar hasta la corona, investigar los
mecanismos de calentamiento de la atmósfera externa solar así como estudiar las
erupciones y eyecciones de masa. Para proporcionar la cobertura continua de fenómenos
solares, está localizado en una órbita polar sincrónica.
INSTRUMENTAL
Posee un único telescopio tipo Cassegrain de 30 cm de apertura que observar en
ultravioleta y ultravioleta extremo, en temperaturas que van desde los 6000 K a 10 MK
con una resolución temporal de menos de 1 minuto
HESSI
HIGH ENERGY SOLAR SPECTROSCOPIC IMAGER es una misión de la NASA que
fue puesta en orbita el 5 de febrero de 2002. La particularidad de esta misión está en la
elevadísima resolución de los instrumentos utilizados siendo su objetivo el explicar la
aceleración de partículas y la liberación de energía de las erupciones solares. Por este
motivo HESSI está diseñado para tomar imágenes en rayos X blandos (~3 keV) hasta
rayos gama (~20 MeV) y proporcionar espectroscopia de alta resolución hasta energías
de rayos gama de ~20 MeV. Además, tiene la capacidad de resolver
espectroscópicamente punto por punto con un alto grado de resolución.
INSTRUMENTAL
El único instrumento a bordo es un espectrómetro con capacidad
de obtener películas de alta definición de las erupciones solares
tanto en rayos X como en gamma. Usa dos tecnologías
complementarias: rejillas finas para modular la radiación solar y
detectores de germanio para medir con precisión la energía de
cada fotón.
Bibliografía:
Imagen del sol en la línea FE XII
http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Sun&Era=Present
http://www.jaxa.jp/projects/sat/index_e.html
http://www.windows.ucar.edu/tour/link=/sun/mission.sp.html
STEREO
http://stereo-ssc.nascom.nasa.gov/
http://en.wikipedia.org/wiki/STEREO
SOHO
http://es.wikipedia.org/wiki/SOHO
http://soho.esac.esa.int/
http://sohowww.nascom.nasa.gov/mission/
ULYSSES
http://ulysses.jpl.nasa.gov/
SOLAR-B
http://en.wikipedia.org/wiki/Solar-B
http://www.isas.jaxa.jp/home/solar/
RHESSI
http://hesperia.gsfc.nasa.gov/hessi/
http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Alpha&Alias=High%20Energy%20Solar%20Spec
troscopic%20Imager&Letter=H&Display=ReadMore
TRACE
http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Sun&MCode=TRACE
http://sunland.gsfc.nasa.gov/smex/trace/
Habría sido muy interesante elaborar una tabla comparativa entre las distintas
misiones indicando sus diferencias en
- posición y órbita
- imagen/espectro o bien telescopio (diám.)/espectrógrafo/polarímetro...
- medidas de intensidad, velocidad, campo magnético, densidad y características de
partículas...
- longitudes de onda de trabajo
- resolución espacial / espectral / temporal