Energisk nøytralt atom - Energetic neutral atom
Energetisk nøytralt atom ( ENA ) -avbildning, ofte beskrevet som "å se med atomer ", er en teknologi som brukes til å lage globale bilder av ellers usynlige fenomener i magnetosfærene til planeter og i hele heliosfæren , til og med til dens ytre grense. Dette utgjør den fjerne kanten av solsystemet .
Den Solvinden består av dratt fra hverandre atomer (kalt plasma ) som flyr ut av Solen Dette er for det meste hydrogen , det vil si bare elektroner og protoner , med litt andre typer kjerner , for det meste helium . Den plassen mellom solsystemer er lik, men de kommer fra andre stjerner i vår galakse . Disse ladede partiklene kan omdirigeres av magnetiske felt ; for eksempel beskytter jordens magnetfelt oss mot disse partiklene. Noen ganger stjeler noen få av dem elektroner fra nøytrale atomer de støter på, noe som gjør dem nøytrale og ikke utsatt for store elektromagnetiske felt. Fortsatt å bevege seg veldig fort, har de en tendens til å reise mest i en rett linje, underlagt tyngdekraften. Disse kalles energiske nøytrale atomer . ENA-bilder er konstruert fra påvisning av disse energiske nøytrale atomene.
Jordens magnetosfære bevarer jordens atmosfære og beskytter oss mot celleskadelig stråling . Denne regionen med " romvær " er stedet for geomagnetiske stormer som forstyrrer kommunikasjonssystemer og utgjør strålingsfare for mennesker som reiser i fly (hvis både høyde og bredde er høye) eller i bane rundt romfartøy. En dypere forståelse av denne regionen er svært viktig. Geomagnetiske værsystemer har vært sent ute etter å dra nytte av satellittbildene som er tatt for gitt i værvarsling, og romfysikk fordi deres opprinnelse i magnetosfæriske plasmaer gir det ekstra usynlige problemet.
Den heliosphere beskytter hele Solar System fra flertallet av kosmisk stråling, men er eksterne at bare en avbildningsteknikk som ENA-avbildning vil avsløre dens egenskaper. Heliosfærens struktur skyldes det usynlige samspillet mellom solvinden og kald gass fra det lokale interstellare mediet .
Opprettelsen av ENAer av romplasmaer ble spådd, men oppdagelsen var både bevisst og serendipitøs. Mens noen tidlige anstrengelser ble gjort for påvisning, forklarte deres signaturer også inkonsekvente funn av ionedetektorer i regioner med forventede lave ionepopulasjoner. Ionedetektorer ble valgt for ytterligere ENA-deteksjonseksperimenter i andre lav-ion-regioner. Imidlertid innebar utviklingen av dedikerte ENA-detektorer å overvinne betydelige hindringer både i skepsis og teknologi.
Selv om ENA ble observert i rommet fra 1960 til 1980, ble det første dedikerte ENA-kameraet ikke fløyet før i 1995 på den svenske Astrid-1- satellitten for å studere jordens magnetosfære.
I dag har dedikerte ENA-instrumenter gitt detaljerte magnetosfæriske bilder fra Venus , Mars , Jupiter og Saturn . Cassinis ENA-bilder av Saturn avslørte en unik magnetosfære med komplekse interaksjoner som ennå ikke er fullstendig forklart. IMAGE-oppdragets tre dedikerte ENA-kameraer observerte jordens magnetosfære fra 2000–2005, mens TWINS Mission, lansert i 2008, gir stereo ENA-avbildning av jordens magnetosfære ved bruk av samtidig bildebehandling fra to satellitter.
De første bildene av heliosfæriske grensen noensinne, publisert i oktober 2009, ble laget av ENA-instrumentene om bord på romfartøyet IBEX og Cassini. Disse bildene er veldig spennende fordi de utfordrer eksisterende teorier om regionen.
Opprettelse av ENA
Det vanligste ionet i romplasmaer er hydrogenionet - et nakent proton uten spennende elektroner som avgir synlige fotoner. Enkelte synlighet av andre plasmaioner er ikke tilstrekkelig for bildeformål. ENA-er opprettes i kollisjoner mellom varme solplasmaioner og en kald nøytral bakgrunnsgass. Disse ladningsutvekslingsprosessene forekommer med høy frekvens i planetariske magnetosfærer og ved kanten av heliosfæren.
Kostnadsutveksling
I en ladningsutvekslingskollisjon mellom et plasma med høy energi og et kaldt nøytralt atom, gir ionet elektroner av det nøytrale atomet og produserer et kaldt ion og et energisk nøytralt atom (ENA).
I 1 + + A 2 → A 1 + I 2 +
hvor
- I 1 + plasmaion
- Et nøytralt atom med 2 bakgrunner (lavere energi)
- Et 1 energisk nøytralt atom (ENA)
- I 2 + lavere energi
Art 1 og 2 kan være like eller forskjellige, og en utveksling av to elektroner er mulig, f.eks
H + + H → H + H +
Proton – hydrogenladningsutveksling
eller
He 2+ + He → He + He 2+
alfa-heliumladningsutveksling.
På grunn av sin ladning nøytralitet , er den resulterende ENA utsatt for tyngde eneste kreftene. Fordi gravitasjons påvirkninger normalt kan ignoreres, er det trygt å anta at ENA bevarer vektoren fremdriften av den opprinnelige pre-interaksjon plasmaionekilden.
Noen ENA-er går tapt i ytterligere ladeutveksling, elektronkollisjoner og fotoionisering , men veldig mange reiser veldig lange avstander i rommet helt uforstyrret.
Selv om plasma-rekombinasjon og nøytral atomakselerasjon av solgravitasjon også kan bidra til en ENA-populasjon under visse forhold, er hoved unntaket fra dette etableringsscenariet strømmen av interstellær gass , hvor nøytrale partikler fra det lokale interstellare mediet trenger inn i heliosfæren med betydelig hastighet. , som også klassifiserer dem som ENA.
Arter av ENA
Proton – hydrogenladningsutvekslingskollisjoner er ofte den viktigste prosessen i romplasma, fordi hydrogen er den mest utbredte bestanddelen av både plasmaer og bakgrunnsgasser, og hydrogenladning skjer ved svært høye hastigheter som involverer liten utveksling av momentum .
Generelt er bare noen få arter viktige for ENA-dannelse, nemlig hydrogen , helium , oksygen og svovel :
- Atomisk hydrogen dominerer jordens nøytrale partikkelmiljø fra høyder på 600 km til 1000 km ( solens minimum - maksimum.)
- Den interstellare og solvinden er hovedsakelig protoner, med solvinden som også inneholder ~ 5% alfapartikler (He 2+ )
- Helium og oksygen er også viktige jordarter.
- Planetarisk magnetosfærisk plasma består for det meste av protoner med noe helium og oksygen.
- Jupiters magnetosfære inneholder også svovelioner, på grunn av vulkansk aktivitet er månen Io.
Bakgrunnsgasser
De tilsvarende nøytrale gassene er:
- den geocorona for jordens magnetosfære
- en planetarisk eksosfære for en planetarisk magnetosfære
- det lokale interstellare mediet i grenseområdet til heliosfæren ved avslutningssjokket og heliopausen .
Energier
ENA finnes overalt i rommet og kan observeres direkte ved energier fra 10 eV til mer enn 1 M eV . Deres energier blir beskrevet mer med henvisning til instrumentene som brukes for deres deteksjon enn til deres opprinnelse.
Ingen enkelt partikkelanalysator kan dekke hele energiintervallet fra 10 eV til utover 1 M eV . ENA-instrumenter er omtrent delt inn i grupper med lave, mellomstore og høye overlappende grupper som kan være vilkårlige og variere fra forfatter til forfatter. Området for lav, middels og høyt energi fra en forfatter er vist i grafen sammen med energiområdene for de tre instrumentene ombord på IMAGE-satellitten:
- en høy energi instrument, som måler Henas 10-500 keV energi for å studere Jordens ringstrøm ;
- et middels ENA-instrument, MENA som måler 1–30 keV for å studere plasmaarket ; og
- et lavt ENA-instrument som måler mellom 10 eV og 500 eV for å studere den ionosfæriske kilden til ioner som strømmer fra polarhetten.
Atomer blir vanligvis betraktet som ENA, hvis de har kinetiske energier som er klart høyere enn det som kan oppnås med typiske termodynamiske planetariske atmosfærer, som vanligvis overstiger 1 eV. Denne klassifiseringen er noe vilkårlig, drevet av de nedre grensene for ENA måleinstrumentering. Begrensningene på høye enden pålegges av både måleteknikker og av vitenskapelige årsaker.
Magnetosfærisk ENA-bildebehandling
Magnetosfærer dannes av solvindens plasmastrømning rundt planeter med et indre magnetfelt ( Merkur , Jorden , Jupiter , Saturn , Uranus og Neptun ), selv om planeter og måner som mangler magnetiske felt noen ganger kan danne magnetosfærlignende plasmastrukturer. Ionosfærene til svakt magnetiserte planeter som Venus og Mars setter opp strømmer som delvis avbøyer solvindstrømmen rundt planeten.
Selv om magnetosfæriske plasmaer har svært lave tettheter; i nærheten av Jupiters måne Europa, er plasmatrykket omtrent 10 −13 bar, sammenlignet med 1 bar på jordoverflaten, og er ansvarlig for magnetosfærisk dynamikk og utslipp. For eksempel skaper geomagnetiske stormer alvorlige forstyrrelser i jordens kabelkommunikasjonssystemer, navigasjonssystemer og kraftfordelingssystemer.
Styrken og orienteringen til magnetfeltet i forhold til solvindstrømmen bestemmer formen på magnetosfæren . Det er vanligvis komprimert på dagsiden og langstrakt på nattesiden.
Jordens magnetosfære
Jordens magnetfelt dominerer den jordiske magnetosfæren og forhindrer at solvinden treffer oss på hodet. Mangler en stor beskyttende magnetosfære, antas det at Mars har mistet mye av sine tidligere hav og atmosfære til verdensrommet på grunn av direkte innvirkning fra solvinden. Venus med sin tykke atmosfære antas å ha mistet det meste av vannet til verdensrommet i stor grad på grunn av solvind-ablasjon.
Forståelsen av magnetosfæren økte i betydning med erkjennelsen av den skadelige innvirkningen av geomagnetiske stormer, forårsaket av solkoronale masseutkast , spesielt i år med høy solaktivitet. I tillegg til lenge kjente effekter på jordens kabelkommunikasjonssystemer, er kommunikasjon, kringkasting, navigering og sikkerhetsapplikasjoner i økende grad avhengige av satellitter. De fleste av disse satellittene er godt innenfor den beskyttende magnetosfæren, men er sårbare for romværsystemer som påvirker dem negativt. Det er også fare for stråling for mennesker som reiser i høye polare høyder eller i bane rundt romfartøy. Mange land, inkludert USA, tilbyr en Space Weather Service som rapporterer om eksisterende eller spådomme geomagnetiske stormer, solstrålingsstormer og radioavbrudd.
ENA-deteksjon i jordens magnetosfære
Det første dedikerte ENA-instrumentet ble lansert på en Nike – Tomahawk-rakett fra Fort Churchill, Manitoba, Canada. Dette eksperimentet ble etterfulgt av lanseringen av et lignende instrument på en Javelin-rakett i 1970 til en høyde på 840 km på Wallops Island utenfor kysten av Virginia. I 1972 og 1973 forklarte tilstedeværelsen av ENA-signaturer inkonsekvenser i målingene fra IMP-7 og 8 satellitter.
ENA-data fra NASA / ESA ISEE 1-satellitten gjorde det mulig å konstruere det første globale bildet av stormtidsstrømmen i 1982. Dette var et gjennombrudd som banet vei for bruk av ENA som en kraftig bildeteknikk. ENA ble også oppdaget under den magnetiske stormen 1982 av SEEP-instrumentet på NASA S81-1 romfartøyet. I 1989 ble den eksosfæriske hydrogenatompopulasjonen rundt Jorden grundig studert av NASA Dynamic Explorer (DE-1) -satellitten.
Et instrument med en dedikert ENA-deteksjonskanal med høy energi ble fløyet på NASA CRRES- satellitten i 1991 . Et mer sofistikert høynergi- partikkelinstrument ble lansert på NASA / ISAS GEOTAIL- romfartøyet 1992 dedikert til å observere jordens magnetosfære. Nedbør av ENA kan studeres fra en lav bane rundt jorden og ble målt "å se ut" av CRRES og de 1995 svenske ASTRID- satellittene.
Det nye årtusenet så ENA Imaging til sin rett. Omfattende og detaljerte observasjoner av jordens magnetosfære ble gjort med tre ENA-instrumenter ombord på NASA IMAGE Mission fra 2000 - 2005. I juli 2000 ble det laget et sett med ENA-bilder av jordens ringstrøm under en geomagnetisk storm. (Se bildet øverst på siden.) Stormen ble utløst av en rask koronal masseutkasting som brøt ut fra solen 14. juli 2000 og ankom jorden neste dag.
NASA TWINS Mission (to vidvinklede nøytrale atomspektrometre) ble lansert i 2008 og gir muligheten for stereoskopisk avbildning av magnetosfæren. Ved å ta bilder av ENA over et bredt energiområde (~ 1–100 keV) ved hjelp av identiske instrumenter på to rom med stor helling, høy hellings romfartøy, muliggjør TWINS tredimensjonal visualisering og oppløsningen av storskala strukturer og dynamikk i magnetosfæren.
Planetariske og andre magnetosfærer
Magnetosfærer av andre planeter er blitt studert av flyby romfartøy, av bane, landere og av jordbaserte observasjoner.
Jordens måne
I februar 2009, ESA SARA LENA instrument på Indias Chandrayaan-1 detekterte hydrogen Enas sputtered fra måneoverflaten av solcellevind protoner. Forutsigelser hadde vært at alle påvirkende protoner ville bli absorbert av månens regolitt, men av en ennå ukjent grunn, blir 20% av dem spratt tilbake som lavenergi-hydrogen-ENA. Det antas at de absorberte protonene kan produsere vann og hydroksyler i interaksjoner med regolitten. Månen har ingen magnetosfære.
Kvikksølv
ESA BepiColombo- oppdraget ble lansert i 2018 og inkluderer ENA-instrumenter for å fremme sitt mål om å studere opprinnelsen, strukturen og dynamikken til Merkurius magnetfelt. LENA-instrumentet vil ligne SARA-instrumentet sendt til Jordens måne. I tillegg til magnetosfæriske ENA er det også forventet sputring fra Merkurius overflate.
Venus
ESA VEX ( Venus Express ) -oppdragets ASPERA (Energetic Neutral Atoms Analyzer) ble lansert i 2005 og består av to dedikerte ENA-detektorer. I 2006 ble det oppnådd ENA-bilder av samspillet mellom solvinden og den venusiske øvre atmosfæren, som viser massiv rømning av planetariske oksygenioner.
Mars
ESA MEX ( Mars Express ) -oppdragets ASPERA-instrument ble lansert i 2003 og har fått bilder av solvinden som samhandler med den øvre Mars-atmosfæren. Observasjonene i 2004 viser solvindplasma og akselererte ioner veldig dypt i ionosfæren, ned til 270 km. over planetens overflate på dagen - bevis for solvindens atmosfæriske erosjon.
Jupiter
GAS-instrumentet på ESA / NASA Ulysses , lansert i 1990, produserte unike data om interstellare heliumkarakteristika og ENAer som ble sendt ut fra Jupiters Io torus. På Jupiter-flybyen i 2000 bekreftet NASA / ESA / ASI Cassinis INCA-instrument en nøytral gass torus assosiert med Europa. Cassinis ENA-bilder viste også at Jupiters magnetosfære ble dominert av hydrogenatomer fra noen få til 100 keV. Atomene sendes ut fra planetens atmosfære og fra nøytral gass tori nær de indre Galilenske månene. En populasjon med tyngre ioner ble også påvist, noe som indikerer en betydelig utslipp av oksygen og / eller svovel fra Jupiters magnetosfære.
Saturn
Det første dedikerte ENA-kameraet ble fløyet på NASA / ESA / ASI Cassini-oppdraget , lansert i 1997 for å studere Saturns magnetosfære.
Saturns hovedstrålingsbelte ble målt fra en høyde 70.000 km fra overflaten og nådde ut til 783.000 km. Cassini oppdaget også et tidligere ukjent indre belte nærmere overflaten som er omtrent 6000 km tykk.
Dynamikken til Saturns magnetosfære er veldig forskjellig fra jordens. Plasma roterer samtidig med Saturn i magnetosfæren. Saturns sterke magnetfelt og hurtige rotasjon skaper et sterkt ko-rotasjons elektrisk felt som akselererer plasma i magnetosfæren til det når rotasjonshastigheter nær planetens. Fordi Saturns måner i det vesentlige 'sitter stille' i denne svært høye hastighetsstrømmen, ble det observert et komplekst samspill mellom dette plasmaet og atmosfæren til månen Titan.
Titan
Cassinis MIMI-INCA ENA-instrument har observert Titan ved mange anledninger og avslører strukturen til magnetosfærisk interaksjon med Titans tette atmosfære.
Flere studier har blitt utført på Titans ENA-utslipp.
Uranus og Neptun
NASAs Voyager 2 benyttet seg av sin bane for å utforske Uranus og Neptun, det eneste romfartøyet som noensinne har gjort det. I 1986 fant romfartøyet et uransk magnetfelt som er både stort og uvanlig. Mer detaljerte undersøkelser har ennå ikke blitt utført.
Heliosfærisk ENA-bildebehandling
Den heliosphere er et hulrom bygget opp av solenergi vinden som det presser utover mot trykket av den lokale interstellare medium (LISM). Ettersom solvinden er et plasma, blir den ladet og bærer så solens magnetfelt. Så heliosfæren kan konseptualiseres som solsystemets magnetosfære. Kanten av heliosfæren er funnet langt utenfor banen til Pluto, hvor avtagende solvindtrykk stoppes av trykket fra LISM.
Bakgrunnsnøytral gass for ENA-produksjon ved den heliosfæriske grensen kommer hovedsakelig fra interstellær gass som trenger inn i heliosfæren. En liten mengde kommer fra solvindens nøytralisering av interplanetært støv nær solen. De heliosfæriske grensene er usynlige og svingende. Selv om tettheten er lav, gjør heliokappens enorme tykkelse det til en dominerende kilde til ENA, bortsett fra planetariske magnetosfærer. På grunn av den sterke avhengigheten av ENA-egenskaper av heliosfæriske egenskaper, vil eksterne ENA-avbildningsteknikker gi et globalt syn på heliosfærens struktur og dynamikk som ikke kan nås på noen annen måte.
Det første glimtet av dette synet ble kunngjort i oktober 2009, da NASA IBEX Mission , returnerte sitt første bilde av det uventede ENA-båndet på kanten av heliosfæren . Resultatene avslørte et tidligere uforutsett "veldig smalt bånd som er to til tre ganger lysere enn noe annet på himmelen" ved kanten av heliosfæren som ikke ble oppdaget av Voyager 1 og Voyager 2 i regionen. Disse resultatene er virkelig spennende da de ikke samsvarer med noen eksisterende teoretiske modeller i denne regionen.
Cassini ENA-avbildet også heliosfæren og resultatene utfyller og utvider IBEX-funnene, noe som gjør det mulig for forskere å konstruere det første omfattende himmelkartet over heliosfæren. Foreløpige Cassini- data antyder at heliosfæren kanskje ikke har den kometlignende formen som er forutsagt av eksisterende modeller, men at formen kan være mer som en stor, rund boble.
Anslag for størrelsen på heliosfæren varierer mellom 150 - 200 AU . Det antas at Voyager 1 passerte heliosfærens avslutningssjokk i 2002 på ca. 85 - 87 AU mens Voyager 2 passerte avslutningssjokket i 2007 på rundt 85 AU. Andre plasserer avslutningssjokk på en gjennomsnittlig avstand på ~ 100 AU. Fordi solvinden varierer med en faktor 2 i løpet av den 11 år lange solsyklusen , vil det være variasjoner i størrelsen og formen på heliosfæren, kjent som heliosfæren "puste".
De enorme avstandene som er involvert, betyr at vi aldri vil samle et stort antall in situ- målinger av de forskjellige lagene i heliosfæren. Voyager 1 og 2 tok 27 år. og 30 år. henholdsvis for å komme til avslutningssjokket. Det er verdt å merke seg at for store avstander til objektet, vil høy energi (hastighet) og langsommere ENA som sendes ut samtidig bli oppdaget på forskjellige tidspunkter. Denne tidsforskjellen varierer fra 1 - 15 minutter for å observere jordens magnetosfære fra et romfartøy i stor høyde til mer enn et år for å avbilde den heliosfæriske grensen fra en jordbane.
Bluss / CME
I en overraskende utvikling dukket det opp en helt annen type ENA-kilde i 2006. STEREO- romfartøyet oppdaget nøytrale hydrogenatomer med energier i 2–5 MeV-området fra blusset / CME SOL2006-12-05. Disse partiklene ble ikke oppdaget med et instrument designet for å se ENA, men det var tilstrekkelige tilleggsdata for å gjøre observasjonen ganske entydig. Å akselerere ENA uten å ionisere dem ville være vanskelig, så den rimelige tolkningen her er at SEP- protoner fra blusset / CME var i stand til å finne enkeltladede Han og He-lignende atomer i solvinden, og derfra å konvertere og fortsette uten magnetiske effekter . Partiklene ankom dermed før SEP-protonene selv, begrenset til å følge Parker-spiralen . Selv om ingen andre hendelser har blitt oppdaget på denne måten, vil sannsynligvis mange kunne, og i prinsippet kunne gi betydelig informasjon om prosessene som er involvert i SEP-akselerasjon og forplantning.
ENA-instrumenter
Selv om studien av ENA lovet forbedringer i forståelsen av globale magnetosfæriske og heliosfæriske prosesser, ble dens fremgang hindret på grunn av enorme eksperimentelle vanskeligheter.
På slutten av 1960-tallet avslørte de første direkte ENA-måleforsøkene vanskeligheter involvert. ENA-strømninger er veldig svake, noen ganger mindre enn 1 partikkel per cm 2 per sekund og oppdages vanligvis ved sekundær elektronemisjon ved kontakt med en solid overflate. De eksisterer i regioner som inneholder ultrafiolett (UV) og ekstrem ultrafiolett (EUV) stråling ved strømninger som er 100 ganger større enn å produsere lignende utslipp.
Et ENA-instrument ville ideelt sett også spesifikt:
- forhindre at det kommer inn ladede partikler
- undertrykke bakgrunnslys (fotoner), spesielt UV- og EUV-stråling
- måle masse og energi av innkommende ENA
- bestemme baner for innkommende ENA
- måle ENA flukser fra 10 -3 for å 10 5 per cm 2 pr steradian per sekund
- måle ENAer i energi fra noen få eV opp til> 100 keV
Utfordringen for fjernmåling via ENA ligger i å kombinere massespektrometri med avbildning av svake partikkelstrømmer innenfor de strenge begrensningene som en applikasjon på et romfartøy pålegger.
ENA-kameraer med middels og høy energi
Det ble veldig tidlig klart at for å lykkes, må instrumentene spesialisere seg i spesifikke ENA-energier. Det følgende beskriver, i veldig forenklede termer, en typisk instrumentfunksjon for høyt (HENA) eller medium (MENA) energiinstrument, med forskjeller bemerket. Den medfølgende illustrasjonen er av HENA-kameraet som fløy på NASA IMAGE-oppdraget, og beskrivelsen som følger ligner nærmest IMAGE-misjonsinstrumenter.
Collimator
Et sett med elektrostatiske plater avleder ladede partikler fra instrumentet og kollimerer strålen til innkommende nøytrale atomer til noen få grader.
Fotonavvisning og flytid (TOF)
HENA : TOF bestemmes av et tilfeldighetsdeteksjonskrav som også viser seg å være effektivt for å eliminere fotonbakgrunnsstøy. En ENA passerer gjennom en tynn film til en partikkelenergidetektor med energien nesten fullstendig bevart. Samtidig blir elektroner spredt fremover fra filmen elektrostatisk avbøyd til en detektor for å skape en startpuls. ENA som ankommer sin solid state detektor (SSD) skaper endepulsen, og dens støtposisjon gir sin bane og dermed banelengde. Start- og stoppsignalene gjør det mulig å bestemme TOF.
Hvis elektronene er spredt av innkommende fotoner, vil ingen ENA bli oppdaget for å opprette stopppulsen. Hvis det ikke registreres en stoppuls innen en bestemt tid som er passende for energien til de forventede partiklene, blir startpulsen kastet.
MENA : Medium energi ENA vil miste for mye energi gjennom filmen som brukes i HENA-instrumentet. Den tynnere filmen som kreves, vil være sårbar for skader som følge av UV og EUV. Derfor forhindres fotoner i å komme inn i instrumentet ved å bruke et gulldiffraksjonsgitter. En ultratynn karbonfilm er montert på baksiden av gitteret. ENA passerer gjennom gitteret og filmen for å påvirke en solid state detektor (SSD), spre elektroner og tillate banelengde og TOF-bestemmelser som for HENA ovenfor.
Å vite banelengde og TOF gjør at hastigheten kan bestemmes.
Energi
Solid state detektor (SSD) påvirket av ENA etter at den passerer gjennom folien registrerer sin energi. Det lille energitapet på grunn av passering gjennom folien håndteres ved instrumentkalibrering.
Masse
Å vite energi og hastighet, kan massen av partikkel beregnes ut fra energi = mv 2- / 2. Alternativt kan antallet oppdagede spredte elektroner også tjene til å måle massen av ENA.
Kravene til masseoppløsning er normalt beskjedne, og krever høyest å skille mellom hydrogen (1 amu), helium (4 amu) og oksygen (16 amu) atomer med svovel (32 amu) som også forventes i Jupiters magnetosfære.
2D- og 3D-bildebehandling
Vanligvis gir innhenting av bilder fra et roterende romfartøy den andre dimensjonen av retningsidentifikasjon. Ved å kombinere synkroniserte observasjoner fra to forskjellige satellitter blir stereobehandling mulig. Resultater fra TWINS Mission venter spent på, ettersom to synspunkter vil gi vesentlig mer informasjon om 3D-naturen til jordens magnetosfære.
ENA-kameraer med lav energi
Mens kollimatoren er lik, bruker lavenergiinstrumenter som NASA GSFC LENA en folie-stripping-teknikk. Incident ENAs interagerer med en overflate som wolfram for å generere ioner som deretter analyseres av et ionspektrometer.
På grunn av behovet for å oppdage atomer som spruttes fra månens overflate og også lettere ENA, inkorporerte ESA LENA på Chandrayaan-1 et massespektrometer designet for å løse tyngre masser inkludert natrium , kalium og jern .
Framtid
Fra 2005 var det kun fløy seks dedikerte ENA-detektorer. Lanseringen av instrumenter ombord i TWINS- og IBEX-oppdragene bringer totalt til ni i 2009 - en økning på 50% på bare 4 år. Romplasmaobservasjon ved hjelp av ENA-bildebehandling er en ny teknologi som endelig kommer til sin rett.
Det er fortsatt behov for flere forbedringer for å perfeksjonere teknikken. Selv om vinkeloppløsningen nå har redusert til noen få grader og forskjellige arter kan skilles, er en utfordring å utvide energiområdet opp til ca 500 keV. Dette høgenergiområdet dekker det meste av plasmatrykket til jordens indre magnetosfære, så vel som noen av strålingsbeltene med høyere energi, så det er ønskelig for terrestrisk ENA-avbildning.
For ENA med lavere energi, under 1 keV, er bildebehandlingsteknikkene helt forskjellige og er avhengige av den spektroskopiske analysen av ioner fjernet fra en overflate av den innfallende ENA. Forbedringer i sub-keV målinger vil være nødvendig for å avbilde Mercurius magnetosfære på grunn av konsekvensene av det mindre magnetfeltet og den mindre geometrien.
Viktigheten for jorden
I tillegg til de åpenbare intellektuelle fordelene med økt forståelse av rommiljøet vårt, er det mange praktiske motivasjoner for å forbedre vår kunnskap om romplasmaer.
Heliosfæren er en beskyttende kokong for solsystemet, akkurat som jordens magnetosfære er en beskyttende kokong for jorden. Innsikten som ENAs gir i romplasmas oppførsel forbedrer vår forståelse av disse beskyttelsesmekanismene.
Uten magnetosfæren ville jorden bli utsatt for direkte bombardering av solvinden og kanskje ikke være i stand til å beholde en atmosfære. Dette pluss økt eksponering for solstråling betyr at livet på jorden slik vi kjenner det ikke ville være mulig uten magnetosfæren. På samme måte beskytter heliosfæren solsystemet fra de fleste ellers skadelige kosmiske stråler, mens resten avbøyes av jordens magnetosfære.
Selv om de fleste satellitter i bane er beskyttet av magnetosfæren, forårsaker geomagnetiske stormer strømmer i ledere som forstyrrer kommunikasjonen både i verdensrommet og i kabler på bakken. Bedre forståelse av magnetosfæren og ringstrømmen og dens interaksjon med solvinden under høy solaktivitet vil tillate oss å bedre beskytte disse eiendelene.
Astronauter på dype romoppdrag vil ikke ha jordens beskyttelse, så det er viktig å forstå faktorene som kan påvirke deres eksponering for kosmiske stråler og solvinden for bemannet romforskning.
Merknader
^ Astronomer måler avstander i solsystemet i astronomiske enheter (AU). Én AU tilsvarer den gjennomsnittlige avstanden mellom sentrum av jorden og solen, eller 149.598.000 km. Pluto er ca 38 AU fra solen og Jupiter er ca 5.2 AU fra solen. Ett lysår er 63.240 AU.
Se også
Referanser
Eksterne linker
- Liste over nøytrale atomreferanser
- Liste over LENA teampublikasjoner