La obtención de imágenes de átomo neutro energético ( ENA ) 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 . [1]
Las partículas cargadas ( protones , electrones y diversos núcleos ) emitidas por el viento solar son la base del medio interestelar . Estas partículas cargadas tienen la capacidad de ser redirigidas por campos magnéticos como el campo magnético que rodea la Tierra . Ocasionalmente, las partículas cargadas dentro del plasma del viento solar chocarán con átomos neutros . Esta colisión da como resultado que la partícula previamente cargada se convierta en un átomo con carga neutra. Debido a la pérdida de carga , el átomo ya no experimenta atracción magnética mientras mantiene su atracción gravitacional y su velocidad . Estos átomos son átomos neutros energéticos y la detección de estos átomos se puede reconstruir para construir imágenes ENA. [2]
La magnetosfera de la Tierra preserva su atmósfera y protege la vida en la Tierra de la radiación que daña las células . Esta región del " clima espacial " es el lugar de tormentas geomagnéticas que perturban los sistemas de comunicaciones y plantean riesgos de radiación para los seres humanos que viajan en aviones (a gran altitud y latitud) o en naves espaciales en órbita. Los sistemas meteorológicos geomagnéticos han tardado en beneficiarse de las imágenes satelitales que se dan por sentado en el pronóstico del tiempo y la física espacial porque sus orígenes en la frecuencia del plasma magnetosférico presentan el problema adicional de la invisibilidad. [1]
La heliosfera protege al Sistema Solar de la mayoría de los rayos cósmicos , pero es tan remota que sólo una técnica de imágenes como la de ENA revelará sus propiedades. La estructura de la heliosfera se debe a la interacción entre el viento solar y el gas frío del medio interestelar local . [2]
Se predijo la creación de ENA mediante plasma espacial , pero su descubrimiento fue a la vez deliberado y fortuito. Si bien se hicieron algunos esfuerzos iniciales de detección, sus firmas también explicaron los hallazgos inconsistentes de los detectores de iones en regiones de poblaciones esperadas de bajos iones. Se utilizaron detectores de iones para futuros experimentos de detección de ENA en otras regiones con bajo nivel de iones. [2] Sin embargo, el desarrollo de detectores ENA específicos implicó superar obstáculos importantes tanto en el escepticismo como en la tecnología. [1] [3]
Aunque los ENA se observaron en el espacio desde la década de 1960 hasta la de 1980, [2] la primera cámara dedicada a ENA no voló hasta 1995 en el satélite sueco Astrid-1 , [4] para estudiar el viento de la magnetosfera de la Tierra.
Hoy en día, los instrumentos dedicados de ENA han proporcionado imágenes magnetosféricas detalladas de Venus , Marte , Júpiter y Saturno . Las imágenes ENA de Saturno obtenidas por 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 [5] mientras que la misión TWINS , lanzada en 2008, proporciona imágenes ENA estéreo de la magnetosfera de la Tierra utilizando imágenes simultáneas de dos satélites. [6]
Las primeras imágenes del límite de la heliosfera, publicadas en octubre de 2009, fueron tomadas por los instrumentos de la ENA a bordo de las naves espaciales IBEX y Cassini, y desafían las teorías existentes sobre la región de la heliosfera. [5] [7]
El ion más abundante en el plasma espacial es el ion hidrógeno , un protón desnudo sin electrones excitables para emitir fotones visibles. La visibilidad ocasional de otros iones del plasma no es suficiente para obtener imágenes. [1] Los ENA se crean en colisiones de intercambio de carga entre iones de plasma solar calientes y un gas de fondo neutro y frío. Estos procesos de intercambio de carga ocurren con alta frecuencia en las magnetosferas planetarias y en el borde de la heliosfera . [8]
En una colisión de intercambio de carga entre un ion de plasma de alta energía y un átomo neutro frío, el ion "cede" electrones al átomo neutro, produciendo un ion frío y un átomo neutro energético (ENA). Esta reacción química se puede describir como:
Yo 1 + + Un 2 → Un 1 + Yo 2 +
donde I 1 + es el ion plasma, A 2 es un átomo neutro de fondo de baja energía, A 1 es el átomo neutro energético (ENA) y I 2 + es el ion de menor energía.
Las especies 1 y 2 en esta reacción de intercambio de carga pueden ser las mismas, como en los intercambios de carga protón-hidrógeno: [2]
H + + H → H + H +
Además, se pueden intercambiar múltiples electrones durante la reacción ion/neutro. Un ejemplo de esto es el intercambio de carga de alfa-helio: [2]
He 2+ + He → He + He 2+
Debido a su neutralidad de carga , el ENA producido en esta reacción sólo está sujeto a fuerzas gravitacionales. Esto contrasta con las partículas cargadas (iones, protones o electrones) dentro de los plasmas que también están sujetas a fuerzas electromagnéticas. Las influencias gravitacionales generalmente pueden ignorarse en los plasmas espaciales, por lo que es común suponer que la ENA preserva el impulso vectorial del ion del plasma original previo a la interacción. [2]
Algunos ENA se pierden en posteriores intercambios de carga, colisiones de electrones y fotoionización y polarización, pero muchos viajan distancias muy largas en el espacio sin ser perturbados. [8]
Aunque la recombinación del plasma y la aceleración del átomo neutro por la gravitación solar también pueden contribuir a una población de ENA bajo ciertas condiciones, la principal excepción a este escenario de creación es el flujo de gas interestelar, donde las partículas neutras del medio interestelar local penetran en la heliosfera con una velocidad considerable. , que también los clasifica como ENA. [8]
Las llamaradas solares y las eyecciones de masa coronal (CME) son el resultado de erupciones en la superficie del Sol, que pueden proporcionar otra fuente de ENA. La nave espacial STEREO detectó átomos de hidrógeno neutros con energías en el rango de 2 a 5 MeV desde la llamarada/CME SOL2006-12-05. [10] [11] Estas partículas no se detectaron con un instrumento diseñado para ver ENA, pero hubo suficientes datos auxiliares para que la observación fuera bastante inequívoca.
Acelerar los ENA sin ionizarlos sería difícil, por lo que se interpretó que los ENA observados eran el resultado del intercambio de carga entre las partículas energéticas solares (SEP) emitidas por la llamarada/CME con átomos de helio en el viento solar. Luego se produjo un intercambio de carga entre los protones SEP extremadamente rápidos y los átomos de helio más lentos del viento solar, para crear átomos de hidrógeno altamente neutros e iones de helio más lentos. Los ENA resultantes se propagaron por el espacio sin estar obligados a seguir la Espiral de Parker , por lo que fueron observados cerca de la Tierra antes que los iones de helio que se crearon en esta reacción. Este evento, ocurrido en 2006, fue la primera observación de ENA producidas por erupciones solares.
Las colisiones de intercambio de carga protón-hidrógeno son a menudo el proceso más importante en el plasma espacial porque el hidrógeno es el constituyente más abundante tanto del plasma como de los gases de fondo. El intercambio de carga de hidrógeno se produce a velocidades muy altas que implican poco intercambio de impulso , por lo que los ENA resultantes viajan a altas velocidades.
En general, sólo unas pocas especies son importantes para la formación de ENA, a saber, hidrógeno, helio , oxígeno y azufre :
Los correspondientes gases neutros correspondientes a estas regiones del espacio son:
Los ENA se encuentran en todas partes del espacio [2] y son directamente observables en energías desde 10 eV hasta más de 1 M eV . [8] 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 ENA se dividen a grandes rasgos en aquellos que pueden detectar energías bajas, medias y altas en grupos superpuestos que pueden ser arbitrarios y variar de un autor a otro. Los rangos de energía baja, media y alta de un autor se muestran en el gráfico [8] junto con los rangos de energía para los tres instrumentos a bordo del satélite IMAGE:
Los átomos suelen considerarse ENA si tienen energías cinéticas de gases claramente superiores a la que pueden alcanzar las atmósferas planetarias termodinámicas típicas , que suele ser superior a 1 eV. Esta clasificación es algo arbitraria y está impulsada por los límites inferiores de la instrumentación de medición de la ENA. Las limitaciones de alto nivel son impuestas tanto por técnicas de medición como por razones científicas. [8]
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 similares a las magnetosferas . [2] Las ionosferas de planetas débilmente magnetizados como Venus y Marte crean corrientes que desvían parcialmente el flujo del viento solar alrededor del planeta. [1] Se han observado ENA en una variedad de magnetosferas planetarias en todo el Sistema Solar.
Aunque la fluctuación del plasma magnetosférico tiene densidades muy bajas; por ejemplo, cerca de Europa , la luna de Júpiter , las presiones del plasma son de aproximadamente 10 −13 bar, en comparación con 1 bar en la superficie de la Tierra, [13] 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, los sistemas de navegación y los sistemas de distribución de energía de la Tierra.
La fuerza y 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. [8]
El campo magnético de la Tierra forma una cavidad magnética dentro del viento solar. Las partículas energéticas en esta región del espacio pueden tener importantes impactos en el clima espacial , incluido el daño a los satélites que orbitan la Tierra y la presentación de peligros para los astronautas. Las imágenes de ENA son importantes para comprender la dinámica de estas partículas energéticas, lo que luego permite mitigar estos efectos del clima espacial.
El primer instrumento ENA dedicado se lanzó en un cohete sondeo Nike-Tomahawk desde Fort Churchill , Manitoba , Canadá . Este experimento fue seguido por el lanzamiento de un instrumento similar en un cohete sonoro Javelin en 1970 a una altitud de 840 kilómetros (520 millas) en la isla Wallops frente a la costa de Virginia . En 1972 y 1973, la presencia de firmas ENA explicó las inconsistencias en las mediciones de los satélites IMP-7 y 8. [2]
Los datos ENA del satélite ISEE 1 de NASA/ESA permitieron la construcción de la primera imagen global de la corriente del anillo en tiempo de tormenta en 1982. Este fue un gran avance que allanó el camino para el uso de ENA como una poderosa técnica de obtención 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, el satélite Dynamic Explorer (DE-1) de la NASA estudió exhaustivamente la población de átomos de hidrógeno exosféricos alrededor de la Tierra. [2]
Un instrumento con un canal de detección ENA dedicado de alta energía fue volado a bordo del satélite CRRES de la NASA de 1991. Un instrumento de partículas de alta energía más sofisticado fue lanzado en 1992 en la nave espacial NASA/ISAS GEOTAIL dedicada a observar la astronomía de la magnetosfera de la Tierra . Las precipitaciones de ENA pueden estudiarse desde una órbita terrestre baja y fueron medidas "mirando hacia afuera" por CRRES y los satélites suecos ASTRID de 1995. [2]
El nuevo milenio vio a ENA Imaging cobrar fuerza. 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. [5] En julio de 2000, se tomó una serie 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 surgió del Sol el 14 de julio de 2000 y llegó a la Tierra al día siguiente.
Lanzada en 2008, la misión TWINS de la NASA (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 y alta inclinación muy espaciadas, TWINS permite la visualización tridimensional y la resolución de estructuras y dinámicas a gran escala dentro de la magnetosfera. . [6]
Las magnetosferas de otros planetas han sido estudiadas mediante sobrevuelos de naves espaciales, orbitadores, módulos de aterrizaje y observaciones desde la Tierra. [2]
En febrero de 2009, el instrumento SARA LENA de la ESA a bordo del Chandrayaan-1 de la India detectó ENA de hidrógeno proyectados desde la superficie lunar por 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. [14] [15] La Luna no tiene magnetosfera.
Lanzada en 2018, la misión BepiColombo de la ESA incluye instrumentos ENA para promover su objetivo de estudiar el origen, la estructura y la dinámica del campo magnético de Mercurio. [16] [17] El instrumento LENA se parecerá al instrumento SARA enviado a la Luna de la Tierra . Además de los ENA magnetosféricos, también se espera chisporroteo desde la superficie de Mercurio.
Lanzado en 2005, el ASPERA (Analizador de Átomos Neutros Energéticos) de la misión VEX ( Venus Express ) de la ESA 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, que muestran un escape masivo de iones de oxígeno planetarios. [18]
Lanzado en 2003, el instrumento ASPERA de la misión ESA MEX ( Mars Express ) ha obtenido imágenes del viento solar interactuando con la atmósfera superior marciana. [1] Las observaciones de 2004 muestran plasma de viento solar e iones acelerados muy profundos en la ionosfera, hasta 270 kilómetros (170 millas). sobre la superficie planetaria del lado diurno: evidencia de erosión atmosférica por viento solar. [19]
El instrumento GAS [20] de la ESA/NASA Ulysses , lanzado en 1990, produjo datos únicos sobre las características interestelares del helio y los ENA emitidos por el toro de Io de Júpiter . [2] En su sobrevuelo a Júpiter en 2000, el instrumento INCA de NASA/ESA/ASI Cassini confirmó un toro de gas neutro asociado con Europa . [21] Las imágenes ENA de Cassini también mostraron que la magnetosfera de Júpiter estaba dominada por átomos de hidrógeno que oscilaban entre unos pocos y 100 KeV. Los átomos se emiten desde la atmósfera del planeta y desde toros de gas neutro cerca de las lunas interiores de Galileo . También se detectó una población de iones más pesados, lo que indica una emisión significativa de oxígeno y/o azufre desde la magnetosfera de Júpiter. [22]
La primera cámara ENA dedicada voló en la misión Cassini de NASA/ESA/ASI, [23] lanzada en 1997 para estudiar la magnetosfera de Saturno. [8] [24]
El principal cinturón de radiación de Saturno se midió comenzando a una altitud de 70.000 kilómetros (43.000 millas) desde su superficie y llegando hasta 783.000 kilómetros (487.000 millas). Cassini también detectó un cinturón interior previamente desconocido más cerca de su superficie que tiene unos 6.000 kilómetros (3.700 millas) de espesor. [25]
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 de Saturno y su rápida rotación crean un fuerte campo eléctrico corotacional que acelera el plasma en su magnetosfera hasta que alcanza velocidades de rotación cercanas a las 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]
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. [26]
Se han realizado varios estudios sobre las emisiones ENA de Titán.
La Voyager 2 de la NASA aprovechó su órbita para explorar Urano y Neptuno , la única nave espacial que lo ha hecho. En 1986, una nave espacial encontró un campo magnético en Urano que es a la vez grande e inusual. [27] Aún deben llevarse a cabo investigaciones más detalladas.
La heliosfera es una cavidad formada por el viento solar que presiona hacia afuera contra la presión del medio interestelar local (LISM). Como el viento solar es un plasma, está cargado y arrastra consigo el campo magnético del Sol. Por tanto, la heliosfera puede conceptualizarse 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 LISM detiene la disminución de la presión del viento solar. [2]
El gas neutro de fondo para la producción de ENA en el límite de la heliosfera proviene predominantemente del gas interestelar que penetra en la heliosfera. Una pequeña cantidad proviene de la neutralización del polvo interplanetario cerca del sol por parte del viento solar. Los límites de la heliosfera son invisibles y fluctuantes. Aunque las densidades son bajas, el enorme espesor de la heliosfera la convierte en una fuente dominante de ENA, además de las magnetosferas planetarias. [1] Debido a la fuerte dependencia de las características de la ENA de las propiedades de la heliosfera, las técnicas remotas de imágenes de la ENA proporcionarán una visión global de la estructura y la dinámica de la heliosfera que no se puede lograr por ningún 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. [28] Los resultados revelaron una "cinta muy estrecha que es dos o tres veces más brillante que cualquier otra cosa en el cielo" en el borde de la heliosfera que no fue detectada por la Voyager 1 o la Voyager 2 en la región. [28]
Cassini también tomó imágenes de la heliosfera con la ENA y sus resultados complementan y amplían los hallazgos del IBEX, haciendo 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. [7]
Las estimaciones del tamaño de la heliosfera varían entre 150 y 200 AU . [a] [1] Se cree que la Voyager 1 pasó el choque de terminación de la heliosfera en 2002 a aprox. 85 – 87 AU [13] mientras que la Voyager 2 pasó el choque de terminación en 2007 a aproximadamente 85 AU. [29] Otros sitúan el choque 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 nuclear solar de 11 años , habrá variaciones en el tamaño y la forma de la heliosfera, conocida como "respiración" de la heliosfera. [2]
Las enormes distancias planteadas plantean problemas a la hora de realizar mediciones in situ de las distintas capas de la heliosfera. Las Voyager 1 y 2 tardaron 27 y 30 años respectivamente en llegar al choque terminal. Además, vale la pena señalar que para grandes distancias al objeto, se detectarían en diferentes momentos alta energía (velocidad) y ENA más lentos emitidos simultáneamente. 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]
Aunque el estudio de las ENA prometía mejoras en la comprensión de los procesos globales de la magnetosfera y la heliosfera, su progreso se vio obstaculizado debido a las enormes dificultades experimentales iniciales.
A finales de la década de 1960, los primeros intentos de medición directa de la ENA revelaron las dificultades que implicaba. Los flujos de ENA son muy débiles, a veces menos de 1 partícula por cm 2 por segundo y normalmente se detectan mediante emisión secundaria de electrones al entrar en contacto con una superficie sólida. Existen en regiones que contienen radiación ultravioleta (UV) y ultravioleta extrema (EUV) en flujos 100 veces mayores que los que producen emisiones similares. [2]
Lo ideal sería que un instrumento ENA también específicamente:
El desafío de la teledetección mediante 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. [8]
Muy pronto quedó claro que, para tener éxito, los instrumentos tendrían que especializarse en energías específicas de la ENA. A continuación se describe, en términos muy simplificados, una función típica de 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.
Un conjunto de placas electrostáticas desvía las partículas cargadas del instrumento y colima el haz de átomos neutros entrantes a unos pocos grados.
HENA : TOF está determinado por un requisito de detección de coincidencia que resulta eficaz para eliminar también el ruido de fondo de los fotones. Un ENA pasa a través de una película delgada hasta un detector de energía de partículas con su energía preservada casi por completo. Al mismo tiempo, los electrones dispersos desde la película son desviados electrostáticamente por ionización 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 produce su trayectoria y, por lo tanto, la longitud del camino. Las señales de inicio y parada permiten determinar el TOF.
Si los fotones entrantes dispersan los electrones, no se detectará ENA para crear el pulso de parada. Si no se detecta ningún impulso de parada dentro de un tiempo establecido apropiado a la energía de las partículas esperadas, se descarta el impulso de inicio. [31]
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 rayos UV y EUV incidentes. Por lo tanto, se evita que los fotones entren en el instrumento mediante el uso de una rejilla de difracción de oro. En la parte posterior de la rejilla hay montada una película de carbono ultrafina. Los ENA pasan a través de la rejilla y la película para impactar un detector de estado sólido (SSD), dispersando electrones y permitiendo determinaciones de longitud de trayectoria y TOF como para el HENA anterior. [32]
Conocer la longitud del camino y el TOF permite determinar la velocidad.
El detector de estado sólido (SSD) impactado por la ENA después de atravesar la lámina registra su energía. La pequeña pérdida de energía debida al paso a través de la lámina se gestiona mediante la calibración del instrumento.
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 y requieren, como máximo, distinguir entre átomos de hidrógeno (1 AMU), helio (4 AMU) y oxígeno (16 AMU), y también se espera azufre (32 AMU) en la magnetosfera de Júpiter. [1] [2]
Por lo general, la obtención de imágenes de una nave espacial en rotación proporciona la segunda dimensión de la identificación de la 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 puntos de observación proporcionarán sustancialmente más información sobre la naturaleza tridimensional de la magnetosfera de la Tierra.
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 se analizan mediante un espectrómetro de iones. [1] [33] [34]
Debido a la necesidad de detectar átomos emitidos desde la superficie lunar y ENA más ligeros, el LENA de la ESA en Chandrayaan-1 incorporó un espectrómetro de masas diseñado para detectar masas más pesadas, incluidas sodio , potasio y hierro . [14]
En 2005, sólo se habían instalado en vuelo un total de seis detectores ENA dedicados. [1] El lanzamiento de instrumentos a bordo de las misiones TWINS e IBEX eleva el total a nueve en 2009: un aumento del 50% en sólo 4 años. La observación del plasma espacial mediante imágenes ENA es una tecnología emergente que finalmente está cobrando importancia.
Aún se necesitan varias mejoras para perfeccionar la técnica. Aunque la resolución angular ahora ha disminuido a unos pocos grados y se pueden separar diferentes especies, un desafío es expandir el rango de energía hasta aproximadamente 500 Kev. Este rango de alta energía cubre la mayor parte de la presión del plasma de la magnetosfera interior de la Tierra, así como algunos de los cinturones de radiación de mayor energía, por lo que es deseable para las imágenes terrestres de ENA. [1]
Para 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 iones extraídos de una superficie por el ENA incidente. Se necesitarán mejoras en las mediciones 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]
La heliosfera es un capullo protector del Sistema Solar, al igual que la magnetosfera de la Tierra es un capullo protector de la Tierra. La información proporcionada por las ENA sobre el comportamiento del plasma espacial ha sido fundamental para la comprensión del entorno espacial.
Sin la magnetosfera, la Tierra estaría sujeta al bombardeo directo del viento solar y tal vez no pudiera retener una atmósfera. Además de una mayor exposición a la radiación solar, la vida en la Tierra probablemente 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. Comprender la magnetosfera y la corriente del anillo y su interacción con el viento solar durante la alta actividad solar permite proteger mejor los satélites y otras misiones espaciales.
Los astronautas en misiones al espacio profundo no tendrán las protecciones 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 con tripulación. [35] [36] [37]
^ Los astrónomos miden distancias dentro del Sistema Solar en unidades astronómicas (AU). Una AU equivale a la distancia promedio entre los centros de la Tierra y el Sol, o 149.598.000 kilómetros (92.956.000 millas). Plutón está a unas 38 AU del Sol y Júpiter está a unas 5,2 AU del Sol. Un año luz equivale a 63.240 AU.
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