Enerjik nötr atom - Energetic neutral atom
Enerjik nötr atom ( ENA genellikle "ile görme olarak tarif) görüntüleme, atomlar ", aksi görünmeyen olayların küresel görüntüler oluşturmak için kullanılan bir teknolojidir manyetosferlerine ait gezegenlerin ve genelinde heliosfer hatta dış sınıra. Bu, güneş sisteminin en uzak kenarını oluşturur .
Güneş rüzgar -yırtık ayrı atomu (denilen oluşur plazma Güneş üzerinden uçan) Bu çoğunlukla hidrojendir , yani çıplak elektronlar ve protonlar , biraz başka çekirdek türleri , çoğunlukla helyum . Güneş sistemler arasındaki boşluk benzer, ancak onlar bizim diğer yıldızlardan gelen galaksi . Bu yüklü parçacıklar, manyetik alanlar tarafından yönlendirilebilir ; örneğin, Dünya'nın manyetik alanı bizi bu parçacıklardan korur. Arada bir, birkaç tanesi karşılaştıkları nötr atomlardan elektron çalarak onları nötr hale getirir ve büyük ölçekli elektromanyetik alanlara maruz kalmaz. Hala çok hızlı hareket ederler, yer çekimine bağlı olarak çoğunlukla düz bir çizgide hareket etme eğilimindedirler. Bunlara Enerjik Nötr Atomlar denir . ENA görüntüleri, bu enerjik nötr atomların algılanmasıyla oluşturulur.
Dünya'nın manyetosferi, Dünya atmosferini korur ve bizi hücreye zarar veren radyasyondan korur . Bu " uzay havası " bölgesi, iletişim sistemlerini bozan ve uçaklarda (hem yükseklik hem de enlem yüksekse) veya yörüngedeki uzay aracında seyahat eden insanlar için radyasyon tehlikesi oluşturan jeomanyetik fırtınaların alanıdır . Bu bölgenin daha derinlemesine anlaşılması hayati derecede önemlidir. Jeomanyetik hava sistemleri, hava tahminlerinde ve uzay fiziğinde doğal olarak kabul edilen uydu görüntülerinden yararlanmak için geç kalmıştır , çünkü bunların manyetosferik plazmalardaki kökenleri ek görünmezlik sorununu ortaya çıkarmaktadır.
Günküre çoğunluğu kadar tüm Güneş Sistemi'ni koruyan kozmik ışınlar ama sadece bir görüntüleme tekniği böyle ENA olarak görüntüleme özelliklerini ortaya çıkaracaktır o kadar uzak. Heliosferin yapısı, yerel yıldızlararası ortamdan gelen güneş rüzgarı ile soğuk gaz arasındaki görünmez etkileşimden kaynaklanmaktadır .
ENA'ların uzay plazmaları tarafından yaratılacağı tahmin edildi, ancak keşifleri hem kasıtlı hem de tesadüftü. Tespit için bazı erken çabalar gösterilmiş olsa da, imzaları aynı zamanda beklenen düşük iyon popülasyonlarının olduğu bölgelerde iyon dedektörlerinin tutarsız bulgularını da açıkladı. İyon dedektörleri, diğer düşük iyonlu bölgelerde daha fazla ENA algılama deneyleri için seçildi. Bununla birlikte, özel ENA dedektörlerinin geliştirilmesi, hem şüphecilik hem de teknolojideki önemli engellerin aşılmasını gerektirdi.
ENA'lar 1960'lardan 1980'lere kadar uzayda gözlemlense de, ilk özel ENA kamerası Dünya'nın manyetosferini incelemek için İsveç Astrid-1 uydusunda 1995 yılına kadar uçmadı .
Bugün, özel ENA cihazları Venüs , Mars , Jüpiter ve Satürn'den ayrıntılı manyetosferik görüntüler sağladı . Cassini'nin Satürn'ün ENA görüntüleri, henüz tam olarak açıklanamayan karmaşık etkileşimlerle benzersiz bir manyetosferi ortaya çıkardı. IMAGE görevinin üç özel ENA kamerası 2000-2005 yılları arasında Dünya'nın manyetosferini gözlemlerken, 2008'de başlatılan TWINS Görevi, iki uydudan eşzamanlı görüntülemeyi kullanarak Dünya'nın manyetosferinin stereo ENA görüntülemesini sağlıyor.
Ekim 2009'da yayınlanan heliosferik sınırın ilk görüntüleri IBEX ve Cassini uzay aracındaki ENA cihazları tarafından yapıldı. Bu görüntüler çok heyecan verici çünkü bölge hakkındaki mevcut teorilere meydan okuyorlar.
ENA'ların oluşturulması
Uzay plazmalarında en bol bulunan iyon, görünür fotonları yaymak için uyarılabilir elektronları olmayan çıplak bir proton olan hidrojen iyonudur . Diğer plazma iyonlarının ara sıra görünürlüğü görüntüleme amaçları için yeterli değildir. ENA'lar, sıcak solar plazma iyonları ve soğuk nötr arka plan gazı arasındaki yük değişim çarpışmalarında oluşturulur. Bu yük değişim süreçleri, gezegensel manyetosferlerde ve heliosferin kenarında yüksek sıklıkta meydana gelir.
Ücret değişimi
Bir de yük değişimi çarpışma yüksek enerjili plazma iyon ve bir soğuk nötr atomu arasında, iyon soğuk iyonu ve bir üretim, nötr atomu ile elektron 'verir' enerjik nötr atomu (ENA).
I 1 + + A 2 → A 1 + I 2 +
nerede
- I 1 + plazma iyonu
- Bir 2 arka Nötr atom (düşük enerji)
- Bir 1 enerjik Nötr atom (ENA)
- I 2 + daha düşük enerji iyonu
Tür 1 ve 2 aynı veya farklı olabilir ve iki elektron değişimi mümkündür, örn.
H + + H → H + H +
Proton – hidrojen yük değişimi
veya
He 2+ + He → He + He 2+
alfa-helyum şarj değişimi.
Yük nötrlüğü nedeniyle , ortaya çıkan ENA yalnızca yerçekimi kuvvetlerine tabidir . Yerçekimi etkileri normalde göz ardı edilebileceğinden, ENA'nın orijinal ön etkileşim plazma iyonunun vektör momentumunu koruduğunu varsaymak güvenlidir .
Bazı ENA'lar daha fazla yük değişiminde, elektron çarpışmalarında ve fotoiyonizasyonda kaybolur , ancak büyük bir çoğunluğu uzayda tamamen bozulmadan çok uzun mesafeler kat eder.
Her ne kadar , plazma rekombinasyon güneş çekimi ile ve Nötr atom ivme da belirli koşullar altında, ENA nüfus katkıda bulunabilir, bu yaratma senaryoya ana istisna akı ait yıldızlararası gaz yerel nötr partiküller, yıldızlararası ortamın önemli bir hız ile helyosfere nüfuz , onları ENA olarak da sınıflandırır.
ENA türleri
Proton-hidrojen yük-değişim çarpışmaları genellikle uzay plazmasındaki en önemli süreçtir çünkü Hidrojen hem plazmaların hem de arka plan gazlarının en bol bileşenidir ve hidrojen yük değişimi, çok az momentum değişimini içeren çok yüksek hızlarda gerçekleşir .
Genel olarak, ENA oluşumu için hidrojen , helyum , oksijen ve sülfür gibi yalnızca birkaç tür önemlidir :
- Atomik hidrojen, Dünya'nın nötr parçacık ortamına 600 km'den 1000 km'ye kadar olan rakımlarda ( güneş minimum - maksimum) hakimdir .
- Yıldızlararası ve güneş rüzgarları, esas olarak güneş rüzgarına sahip protonlardır ve ayrıca ~% 5 alfa parçacıkları içerir (He 2+ )
- Helyum ve oksijen de önemli Dünya türleridir.
- Gezegensel manyetosferik plazma çoğunlukla helyum ve oksijen içeren protonlardan oluşur.
- Jüpiter'in manyetosferi, volkanik aktiviteden dolayı, uydudaki Io kükürt iyonları da içerir.
Arka plan gazları
Karşılık gelen nötr gazlar şunlardır:
- Dünya'nın manyetosferi için jeokorona
- Bir gezegen exosphere için gezegen magnetosferlerinin
- sonlandırma şokunda ve heliopozda heliosferin sınır bölgesindeki yerel yıldızlararası ortam .
Enerjiler
ENA'lar uzayın her yerinde bulunur ve 10 eV'den 1 M eV'den daha fazlasına kadar olan enerjilerde doğrudan gözlemlenebilir . Enerjileri, kökenlerinden çok, tespitlerinde kullanılan aletlere atıfta bulunularak açıklanmaktadır.
Tek bir partikül analizörü, 10 eV'den 1 M eV'nin ötesine kadar tüm enerji aralığını karşılayamaz . ENA araçları kabaca rastgele olabilen ve yazardan yazara değişen düşük, orta ve yüksek örtüşen gruplara ayrılır. Bir yazarın düşük, orta ve yüksek enerji aralığı, IMAGE uydusundaki üç enstrümanın enerji aralıklarıyla birlikte grafikte gösterilir:
- Dünya'nın halka akımını incelemek için 10-500 keV enerjiyi ölçen yüksek enerjili bir cihaz olan HENA ;
- plazma tabakasını incelemek için 1–30 keV ölçen orta ENA cihazı, MENA ; ve
- Kutup başlığından akan iyonosferik iyon kaynağını incelemek için 10 eV ile 500 eV arasında ölçen düşük ENA cihazı.
Atomlar, genellikle 1 eV'yi aşan tipik termodinamik gezegen atmosferlerinin ulaşabileceğinden açık bir şekilde daha yüksek kinetik enerjilere sahiplerse, ENA'lar olarak kabul edilir . Bu sınıflandırma, ENA ölçüm enstrümantasyonunun alt limitleri tarafından yönlendirildiği için biraz keyfidir. Yüksek son sınırlamalar hem ölçüm teknikleri hem de bilimsel nedenlerle empoze edilmektedir.
Manyetosferik ENA görüntüleme
Manyetosferler, içsel bir manyetik alana ( Merkür , Dünya , Jüpiter , Satürn , Uranüs ve Neptün ) sahip gezegenlerin etrafındaki güneş rüzgarı plazma akışı ile oluşur , ancak manyetik alanlardan yoksun gezegenler ve aylar bazen manyetosfer benzeri plazma yapıları oluşturabilir. Venüs ve Mars gibi zayıf bir şekilde mıknatıslanmış gezegenlerin iyonosferleri , gezegenin etrafındaki güneş rüzgar akışını kısmen saptıran akımlar oluşturuyor.
Manyetosferik plazmalar çok düşük yoğunluklara sahip olmakla birlikte; Örneğin, Jüpiter'in uydusu Europa yakınında, plazma basınçları , Dünya yüzeyindeki 1 bar ile karşılaştırıldığında yaklaşık 10-13 bardır ve manyetosferik dinamikler ve emisyonlardan sorumludur. Örneğin, jeomanyetik fırtınalar , Dünya'nın kablolu iletişim sistemlerinde, seyir sistemlerinde ve güç dağıtım sistemlerinde ciddi rahatsızlıklar yaratır.
Güneş rüzgar akışına göre manyetik alanın gücü ve yönü manyetosferin şeklini belirler . Genellikle gündüz tarafında sıkıştırılır ve gece tarafında uzar.
Dünyanın manyetosferi
Dünyanın manyetik alanı, karasal manyetosfere hakimdir ve güneş rüzgârının bize doğrudan vurmasını engeller. Büyük bir koruyucu manyetosferden yoksun olan Mars'ın, güneş rüzgârının doğrudan etkisi nedeniyle eski okyanuslarının ve atmosferinin çoğunu uzaya kaybettiği düşünülüyor. Kalın atmosferi olan Venüs'ün, güneş rüzgarı ablasyonu nedeniyle suyunun büyük bir kısmını uzaya kaybettiği düşünülmektedir.
Özellikle güneş aktivitesinin yüksek olduğu yıllarda, güneş koronal kütle püskürtmelerinin neden olduğu jeomanyetik fırtınaların zararlı etkisinin fark edilmesi ile manyetosferin anlaşılması önemi artmıştır . Dünya'nın kablolu iletişim sistemleri üzerinde uzun zamandır bilinen etkilere ek olarak, iletişim, yayın, navigasyon ve güvenlik uygulamaları, uydulara giderek daha fazla bağımlı hale geliyor. Bu uyduların çoğu koruyucu manyetosferin içindedir ancak onları olumsuz yönde etkileyen uzay hava durumu sistemlerine karşı savunmasızdır. Yüksek kutup irtifalarında veya yörüngedeki uzay aracında seyahat eden insanlar için radyasyon tehlikeleri de vardır ABD dahil birçok ülke, mevcut veya tahmin edilen Jeomanyetik Fırtınaları, Güneş Radyasyon Fırtınalarını ve Radyo Kesintilerini bildiren bir Uzay Hava Durumu Hizmeti sağlar.
Dünyanın manyetosferinde ENA tespiti
İlk özel ENA aleti, Kanada Manitoba, Fort Churchill'den bir Nike-Tomahawk sondaj roketinde fırlatıldı. Bu deneyi, benzer bir enstrümanın Virginia kıyısındaki Wallops Adası'nda 1970 yılında Javelin sondaj roketinde 840 km yüksekliğe fırlatılması izledi. 1972 ve 1973'te ENA imzalarının varlığı, IMP-7 ve 8 uydusu tarafından yapılan ölçümlerdeki tutarsızlıkları açıkladı.
NASA / ESA ISEE 1 uydusundan alınan ENA verileri, 1982'deki fırtına zaman halkası akımının ilk küresel görüntüsünün oluşturulmasını sağladı. Bu, ENA'ların güçlü bir görüntüleme tekniği olarak kullanılmasının yolunu açan bir dönüm noktasıydı. ENA'lar ayrıca 1982 manyetik fırtına sırasında NASA S81-1 uzay aracındaki SEEP cihazı tarafından tespit edildi. 1989'da, Dünya etrafındaki dışsal hidrojen atomu popülasyonu, NASA Dynamic Explorer (DE-1) uydusu tarafından kapsamlı bir şekilde incelenmiştir .
1991 NASA CRRES uydusunda yüksek enerjili özel ENA tespit kanalına sahip bir cihaz uçuruldu . 1992 NASA / ISAS GEOTAIL uzay aracında Dünya'nın manyetosferini gözlemlemeye adanmış daha sofistike bir yüksek enerjili parçacık Enstrümanı fırlatıldı . Yağış yapan ENA'lar düşük bir Dünya yörüngesinden incelenebilir ve CRRES ve 1995 İsveç ASTRID uyduları tarafından "dışarı bakarken" ölçülmüştür .
Yeni milenyum, ENA Görüntülemenin kendi başına geldiğini gördü. 2000-2005 yılları arasında NASA IMAGE Mission'da yer alan üç ENA cihazı ile Dünya'nın manyetosferinin kapsamlı ve ayrıntılı gözlemleri yapıldı . Temmuz 2000'de, bir jeomanyetik fırtına sırasında Dünya'nın halka akımının bir dizi ENA görüntüsü yapıldı. (Sayfanın üst kısmındaki resme bakın.) Fırtına, 14 Temmuz 2000'de Güneş'ten patlayan ve ertesi gün Dünya'ya ulaşan hızlı bir koronal kütle fırlatmasıyla tetiklendi.
2008'de başlatılan NASA TWINS Görevi (iki geniş açılı Nötr-atomlu Görüntüleme Spektrometresi) manyetosferi stereoskopik olarak görüntüleme yeteneği sağlar. TWINS, geniş aralıklı yüksek irtifalı, yüksek eğimli uzay aracında aynı aletleri kullanarak geniş bir enerji aralığı (~ 1-100 keV) üzerinde görüntüleyerek, 3 boyutlu görselleştirmeyi ve manyetosfer içindeki büyük ölçekli yapıların ve dinamiklerin çözünürlüğünü mümkün kılar.
Gezegensel ve diğer manyetosferler
Diğer gezegenlerin manyetosferleri, uçuş yapan uzay araçları, yörüngeciler, inişçiler ve Dünya tabanlı gözlemlerle incelenmiştir.
Dünyanın Ayı
Şubat 2009'da Hindistan'ın Chandrayaan-1 gemisindeki ESA SARA LENA cihazı , güneş rüzgarı protonları tarafından ay yüzeyinden püskürtülen hidrojen ENA'ları tespit etti . Tahminler, tüm etki eden protonların Ay regolitleri tarafından absorbe edileceği, ancak henüz bilinmeyen bir nedenden dolayı, bunların% 20'sinin düşük enerjili hidrojen ENA'lar olarak geri döndüğü yönündeydi. Absorbe edilen protonların regolit ile etkileşim halinde su ve hidroksiller üretebileceği varsayılmaktadır . Ay'ın manyetosferi yoktur.
Merkür
2018'de başlatılan ESA BepiColombo misyonu, Merkür'ün manyetik alanının kökenini, yapısını ve dinamiklerini inceleme hedefini ilerletmek için ENA araçlarını içeriyor. LENA cihazı Dünya'nın Ayına gönderilen SARA cihazına benzeyecektir. Manyetosferik ENA'lara ek olarak, Merkür yüzeyinden püskürtme de beklenmektedir.
Venüs
2005 yılında başlatılan ESA VEX ( Venus Express ) misyonunun ASPERA (Enerjik Nötr Atom Analizörü) iki özel ENA dedektöründen oluşur. 2006'da güneş rüzgarı ve Venüs'ün üst atmosferi arasındaki etkileşimin ENA görüntüleri elde edildi ve gezegensel oksijen iyonlarının büyük ölçüde kaçtığını gösterdi.
Mars
2003 yılında başlatılan ESA MEX ( Mars Express ) misyonunun ASPERA cihazı, üst Mars atmosferiyle etkileşime giren güneş rüzgârının görüntülerini elde etti. 2004 gözlemleri, güneş rüzgarı plazmasını ve iyonosferin 270 km'ye kadar çok derinlerinde hızlandırılmış iyonları gösteriyor. gün kenarındaki gezegen yüzeyinin üzerinde - güneş rüzgarının atmosferik erozyonunun kanıtı.
Jüpiter
1990 yılında fırlatılan ESA / NASA Ulysses'deki GAS cihazı, Jüpiter'in Io torusundan yayılan yıldızlararası helyum özellikleri ve ENA'lar hakkında benzersiz veriler üretti. NASA / ESA / ASI Cassini'nin INCA cihazı , 2000 yılında Jüpiter uçuşunda, Europa ile ilişkili bir nötr gaz torusunu doğruladı. Cassini'nin ENA görüntüleri, Jüpiter'in manyetosferinin birkaç ila 100 keV arasında değişen hidrojen atomlarının hakimiyetinde olduğunu da gösterdi. Atomlar, gezegenin atmosferinden ve Galile'nin iç uydularının yakınındaki nötr gaz torusundan yayılır. Jüpiter'in manyetosferinden önemli miktarda oksijen ve / veya kükürt emisyonunu gösteren daha ağır bir iyon popülasyonu da tespit edildi.
Satürn
İlk özel ENA kamera, Satürn'ün manyetosferini incelemek için 1997'de başlatılan NASA / ESA / ASI Cassini görevinde uçuruldu .
Satürn'ün ana radyasyon kuşağı, yüzeyinden 70.000 km yükseklikte başlayıp 783.000 km'ye kadar ulaşarak ölçüldü. Cassini ayrıca, yüzeyinin yakınında yaklaşık 6.000 km kalınlığında daha önce bilinmeyen bir iç kayış tespit etti.
Satürn'ün manyetosferinin dinamikleri Dünya'nınkinden çok farklı. Plazma, manyetosferinde Satürn ile birlikte döner. Satürn'ün güçlü manyetik alanı ve hızlı dönüşü, gezegenin yakınında dönüş hızlarına ulaşana kadar manyetosferindeki plazmayı hızlandıran güçlü bir birlikte dönüşlü elektrik alanı yaratır. Satürn'ün uyduları bu çok yüksek hızlı akışta esasen 'hareketsiz oturuyor' olduğundan, bu plazma ile Titan ayının atmosferi arasında karmaşık bir etkileşim gözlemlendi.
titan
Cassini'nin MIMI-INCA ENA cihazı, Titan'ı birçok durumda gözlemledi ve Titan'ın yoğun atmosferiyle manyetosferik etkileşimin yapısını ortaya çıkardı.
Titan'ın ENA emisyonları üzerinde çeşitli çalışmalar yapılmıştır.
Uranüs ve Neptün
NASA'nın Voyager 2'si , şimdiye kadar bunu yapan tek uzay aracı olan Uranüs ve Neptün'ü keşfetmek için yörüngesinden yararlandı. 1986'da uzay aracı, hem büyük hem de alışılmadık bir Uranyen manyetik alanı buldu. Daha ayrıntılı soruşturmalar henüz yapılmadı.
Heliosferik ENA görüntüleme
Günküre tarafından inşa bir boşluktur Güneş rüzgarı yerel baskısına karşı dışa bastırır olarak yıldızlararası ortamın (LISM). Güneş rüzgarı bir plazma olduğu için yüklüdür ve onunla birlikte Güneş'in manyetik alanını taşır. Böylece heliosfer, Güneş Sisteminin manyetosferi olarak kavramsallaştırılabilir. Heliosferin kenarı çok ötesinde bulunan yörüngeye ait Pluto azalan güneş rüzgar basıncı LISM baskısı durdurulur.
Helyosferik sınırda ENA üretimi için arka plandaki nötr gaz, ağırlıklı olarak heliosfere giren yıldızlararası gazdan gelir. Küçük bir miktar, güneşe yakın gezegenler arası tozun güneş rüzgârının nötrleştirilmesinden gelir. Helyosferik sınırlar görünmez ve dalgalı. Yoğunlukları düşük olmasına rağmen, heliosheath'in muazzam kalınlığı onu gezegensel manyetosferlerin yanı sıra baskın bir ENA kaynağı haline getiriyor. ENA özelliklerinin heliosferik özelliklere güçlü bağımlılığı nedeniyle, uzak ENA görüntüleme teknikleri, heliosferin yapısının ve dinamiklerinin başka hiçbir yolla elde edilemeyen küresel bir görünümünü sağlayacaktır.
Bu görüşün ilk görüntüsü, Ekim 2009'da, NASA IBEX Misyonunun heliosferin kenarındaki beklenmedik ENA şeridinin ilk görüntüsünü verdiği zaman açıklandı . Sonuçlar , bölgedeki Voyager 1 ve Voyager 2 tarafından tespit edilmeyen, heliosferin kenarında, önceden tahmin edilemeyen "gökyüzündeki her şeyden iki ila üç kat daha parlak çok dar bir şerit" ortaya çıkardı . Bu sonuçlar, bu bölgenin mevcut teorik modellerinden hiçbiriyle eşleşmediği için gerçekten heyecan verici.
Cassini ayrıca heliosferin ve sonuçlarının IBEX bulgularını tamamlayıp genişlettiğini ve bilim adamlarının heliosferin ilk kapsamlı gökyüzü haritasını oluşturmasını mümkün kıldı. İlk Cassini verileri, heliosferin mevcut modeller tarafından tahmin edilen kuyruklu yıldız benzeri şekle sahip olmayabileceğini, ancak şeklinin daha büyük, yuvarlak bir baloncuğa benzeyebileceğini gösteriyor.
Helyosferin boyutu için tahminler 150-200 AU arasında değişmektedir . Voyager 1'in , heliosferin sonlandırma şokunu 2002'de yaklaşık olarak geçtiğine inanılıyor . 85 - 87 AU iken Voyager 2 , 2007'de yaklaşık 85 AU'da fesih şokunu geçti. Diğerleri sonlandırma şokunu ≈100 AU ortalama mesafeye yerleştirir. Çünkü güneş rüzgar 11 yıl boyunca bir 2 faktörü ile değişir güneş döngüsü , Heliosfer olarak bilinen heliosferin, büyüklüğü ve şekli varyasyonlar olacaktır "nefes".
Söz konusu muazzam mesafeler , heliosferin çeşitli katmanlarının çok sayıda yerinde ölçümlerini asla biriktiremeyeceğimiz anlamına gelir . Voyager 1 ve 2, 27 yıl sürdü. ve 30 yıl. sırasıyla sonlandırma şokuna varmak için. Nesneye büyük mesafeler için, aynı anda yayılan yüksek enerjinin (hız) ve daha yavaş ENA'ların farklı zamanlarda tespit edilebileceğini belirtmek gerekir. Bu zaman farkı, Dünya'nın manyetosferini yüksek irtifalı bir uzay aracından gözlemlemek için 1-15 dakika arasında, bir Dünya yörüngesinden helyosferik sınırı görüntülemek için bir yıldan fazla bir süreye kadar değişir.
İşaret fişekleri / CME'ler
Şaşırtıcı bir gelişmede, 2006'da tamamen farklı türde bir ENA kaynağı ortaya çıktı. STEREO uzay aracı, parlama / CME SOL2006-12-05'ten 2-5 MeV aralığında enerjilere sahip nötr hidrojen atomları tespit etti. Bu parçacıklar, ENA'ları görmek için tasarlanmış bir aletle tespit edilmedi, ancak gözlemi oldukça açık hale getirmek için yeterli yardımcı veri vardı. ENA'ları iyonize etmeden hızlandırmak zor olacaktır, bu nedenle buradaki mantıklı yorum , parlama / CME'den gelen SEP protonlarının güneş rüzgârında tek yüklü He ve He benzeri atomları bulabildikleri ve dolayısıyla manyetik etkiler olmadan dönüşüp devam edebildikleri şeklindedir . Böylelikle parçacıklar, Parker spiralini takip etmekle sınırlandırılarak SEP protonlarından önce geldi . Bu şekilde başka bir olay tespit edilmemiş olsa da, muhtemelen birçoğu SEP hızlandırma ve yayılmasında yer alan süreçler hakkında önemli bilgiler sağlayabilir ve ilke olarak sağlayabilir.
ENA aletleri
ENA'ların çalışması, küresel manyetosferik ve heliosferik süreçlerin anlaşılmasında gelişmeler vaat etse de, ilerlemesi başlangıçta muazzam deneysel zorluklar nedeniyle engellendi.
1960'ların sonlarında, ilk doğrudan ENA ölçüm girişimleri, ilgili zorlukları ortaya çıkardı. ENA tozları bazen daha az cm başına 1 parçacık daha çok zayıftır 2 saniye başına ve tipik olarak bir katı yüzeye temas üzerine ikincil elektron emisyon ile tespit edilir. Ultraviyole (UV) ve aşırı ultraviyole (EUV) radyasyon içeren bölgelerde, benzer emisyon üretmekten 100 kat daha fazla akılarda bulunurlar.
Bir ENA enstrümanı ideal olarak özellikle şunları da yapacaktır:
- yüklü parçacıkların girişini engelleyin
- arka plan ışığını (fotonlar), özellikle UV ve EUV radyasyonunu bastırır
- gelen ENA'ların kütlesini ve enerjisini ölçmek
- gelen ENA'ların yörüngelerini belirlemek
- 10 ENA akıları ölçmek -3 10 5 cm başına 2 saniyede steradyan'dır
- Birkaç eV'den> 100 keV'ye kadar değişen ENA'ları ölçün
ENA'lar aracılığıyla uzaktan algılamanın zorluğu, kütle spektrometrisini, bir uzay aracındaki bir uygulamanın getirdiği katı sınırlamalar dahilinde zayıf parçacık akılarının görüntülenmesi ile birleştirmekte yatmaktadır.
Orta ve yüksek enerjili ENA kameralar
Başarılı olmak için aletlerin belirli ENA enerjilerinde uzmanlaşması gerektiği çok erken ortaya çıktı. Aşağıda, yüksek (HENA) veya orta (MENA) enerjili cihaz için tipik bir enstrüman işlevi, farklılıklar kaydedilmiş olarak çok basitleştirilmiş terimlerle açıklanmaktadır. Ekteki resim, NASA IMAGE görevinde uçulan HENA kamerasına aittir ve aşağıdaki açıklama IMAGE görev araçlarına en çok benzemektedir.
Kolimatör
Bir dizi elektrostatik plaka, yüklü parçacıkları cihazdan uzaklaştırır ve gelen nötr atomların ışınını birkaç dereceye kadar yönlendirir.
Foton reddi ve uçuş süresi (TOF)
HENA : TOF, foton arka plan gürültüsünü de ortadan kaldırmada etkili olduğu ortaya çıkan bir tesadüf algılama gereksinimi tarafından belirlenir. Bir ENA, enerjisi neredeyse tamamen korunmuş halde ince bir filmden bir parçacık enerji dedektörüne geçer. Aynı zamanda, filmden ileri doğru saçılan elektronlar, bir başlangıç darbesi oluşturmak için elektrostatik olarak bir detektöre yönlendirilir. Katı hal algılayıcısına (SSD) ulaşan ENA, son darbeyi oluşturur ve darbe konumu, yörüngesini ve dolayısıyla yol uzunluğunu verir. Başlatma ve durdurma sinyalleri TOF'nin belirlenmesini sağlar.
Elektronlar gelen fotonlar tarafından saçılırsa, durdurma darbesini oluşturmak için ENA tespit edilmeyecektir. Beklenen parçacıkların enerjisine uygun belirlenmiş bir süre içinde hiçbir durma darbesi algılanmazsa, başlatma darbesi atılır.
MENA : Orta enerjili ENA'lar, HENA cihazında kullanılan filme nüfuz ederek çok fazla enerji kaybeder. Gerekli olan daha ince film, UV ve EUV'nin neden olduğu hasara karşı savunmasız olacaktır. Bu nedenle, altın kırınım ızgarası kullanılarak fotonların cihaza girmesi engellenir. Izgaranın arkasına ultra ince bir karbon film monte edilmiştir. ENA'lar, bir katı hal dedektörünü (SSD) etkilemek için ızgaradan ve filmden geçer, elektronları dağıtır ve yukarıdaki HENA'da olduğu gibi yol uzunluğu ve TOF belirlemelerine izin verir.
Yol uzunluğunu ve TOF'u bilmek hızın belirlenmesini sağlar.
Enerji
ENA'nın folyodan geçtikten sonra etkilediği katı hal dedektörü (SSD) enerjisini kaydeder. Folyodan geçmeden kaynaklanan küçük enerji kaybı, cihaz kalibrasyonu ile ele alınır.
kitle
Enerjiyi ve hızı bilerek, parçacığın kütlesi enerji = mv 2 / 2'den hesaplanabilir . Alternatif olarak, tespit edilen saçılmış elektronların sayısı ENA'nın kütlesini ölçmeye de hizmet edebilir.
Kütle çözünürlük gereksinimleri normalde mütevazıdır ve Jüpiter'in manyetosferinde en fazla hidrojen (1 amu), helyum (4 amu) ve kükürt (32 amu) içeren oksijen (16 amu) atomları arasında ayrım yapılmasını gerektirir.
2D ve 3D görüntüleme
Genellikle, dönen bir uzay aracından görüntü elde etmek, yön tanımlamasının ikinci boyutunu sağlar. İki farklı uydudan senkronize gözlemleri birleştirerek, stereo görüntüleme mümkün hale gelir. TWINS Misyonunun sonuçları merakla bekleniyor çünkü iki izleme noktası, Dünya'nın manyetosferinin 3 boyutlu doğası hakkında önemli ölçüde daha fazla bilgi sağlayacak.
Düşük enerjili ENA kameralar
Kolimatör benzer olsa da, NASA GSFC LENA gibi düşük enerjili aletler bir folyo sıyırma tekniği kullanır. Olay ENA'lar, daha sonra bir iyon spektrometresi ile analiz edilen iyonları oluşturmak için tungsten gibi bir yüzeyle etkileşime girer.
Ay yüzeyinden püskürtülen atomları ve daha hafif ENA'ları tespit etme ihtiyacı nedeniyle , Chandrayaan-1 üzerindeki ESA LENA, sodyum , potasyum ve demir gibi daha ağır kütleleri çözmek için tasarlanmış bir kütle spektrometresine sahipti .
Gelecek
2005 itibariyle, yalnızca altı özel ENA dedektörü uçurulmuştu. TWINS ve IBEX misyonlarında araçların piyasaya sürülmesi, toplamı 2009'da dokuza çıkardı - sadece 4 yılda% 50 artış. ENA görüntüleme kullanan uzay plazma gözlemi, nihayet kendi başına gelen yeni bir teknolojidir.
Tekniği mükemmelleştirmek için hala birkaç iyileştirmeye ihtiyaç vardır. Açısal çözünürlük artık birkaç dereceye düşmüş ve farklı türler ayrılabilse de, bir zorluk enerji aralığını yukarı doğru yaklaşık 500 keV'ye çıkarmaktır. Bu yüksek enerji aralığı, Dünya'nın iç manyetosferinin plazma basıncının çoğunu ve aynı zamanda bazı yüksek enerjili radyasyon kayışlarını kapsar, bu nedenle karasal ENA görüntüleme için arzu edilir.
Daha düşük enerjili ENA'lar için, 1 keV'nin altında, görüntüleme teknikleri tamamen farklıdır ve çarpan ENA tarafından bir yüzeyden sıyrılan iyonların spektroskopik analizine dayanır. Daha küçük manyetik alanı ve daha küçük geometrisi nedeniyle Merkür'ün manyetosferini görüntülemek için alt keV ölçümlerinde iyileştirmelere ihtiyaç duyulacaktır.
Dünya için Önemi
Uzay ortamımızın daha iyi anlaşılmasının getirdiği bariz entelektüel faydalara ek olarak, uzay plazmaları hakkındaki bilgimizi geliştirmek için birçok pratik motivasyon vardır.
Helyosfer, Güneş Sistemi için koruyucu bir kozadır, tıpkı Dünya'nın manyetosferinin Dünya için koruyucu bir koza olması gibi. ENA'lar tarafından uzay plazmalarının davranışına ilişkin sağlanan içgörü, bu koruyucu mekanizmaları anlamamızı geliştirir.
Manyetosfer olmadan Dünya, güneş rüzgârının doğrudan bombardımanına maruz kalır ve bir atmosferi tutamayabilir. Bu, artı güneş radyasyonuna maruz kalmanın artması, manyetosfer olmadan Dünya'da yaşamın mümkün olamayacağını bildiğimiz anlamına geliyor. Benzer şekilde, heliosfer Güneş Sistemini, aksi takdirde zarar veren kozmik ışınların çoğundan korur, geri kalanı ise Dünya'nın manyetosferi tarafından saptırılır.
Yörüngedeki uyduların çoğu manyetosfer tarafından korunmasına rağmen, jeomanyetik fırtınalar hem uzayda hem de yerdeki kablolarda iletişimi bozan iletkenlerde akımlar oluşturur. Manyetosfer ve halka akımının daha iyi anlaşılması ve yüksek güneş aktivitesi sırasında güneş rüzgarı ile etkileşimi, bu varlıkları daha iyi korumamıza izin verecektir.
Derin uzay görevlerindeki astronotlar Dünya'nın korumasına sahip olmayacaklar, bu nedenle kozmik ışınlara ve güneş rüzgârına maruz kalmalarını etkileyebilecek faktörleri anlamak, insanlı uzay araştırmaları için kritik öneme sahiptir.
Notlar
^ Gökbilimciler Güneş Sistemi içindeki mesafeleri astronomik birimlerle (AU) ölçer . Bir AU, Dünya ve Güneş merkezleri arasındaki ortalama mesafeye veya 149.598.000 km'ye eşittir. Plüton, Güneş'ten yaklaşık 38 AB uzaklıkta ve Jüpiter, Güneş'ten yaklaşık 5,2 AU uzaklıkta. Bir ışık yılı 63.240 AU.
Ayrıca bakınız
Referanslar
Dış bağlantılar
- Nötr Atom Referanslarının Listesi
- LENA Takım Yayınlarının Listesi