El generador de imágenes espectroscópico solar de alta energía Reuven Ramaty ( RHESSI , originalmente generador de imágenes espectroscópico solar de alta energía o HESSI o Explorer 81 ) fue un observatorio de erupciones solares de la NASA . Fue la sexta misión del programa Small Explorer (SMEX), seleccionada en octubre de 1997 [1] [7] y lanzada el 5 de febrero de 2002, a las 20:58:12 UTC . Su misión principal era explorar la física de la aceleración de partículas y la liberación de energía en las erupciones solares.
La nave espacial volvió a entrar en la atmósfera de la Tierra a las 00:21 UTC del 20 de abril de 2023, 21 años después de su lanzamiento. [5]
HESSI pasó a llamarse RHESSI el 29 de marzo de 2002 en honor al Dr. Reuven Ramaty , un pionero en el área de la física solar de altas energías. RHESSI fue la primera misión espacial que lleva el nombre de un científico de la NASA. [8] RHESSI fue construido por Spectrum Astro para el Centro de Vuelos Espaciales Goddard y fue operado por el Laboratorio de Ciencias Espaciales en Berkeley, California . El investigador principal de 2002 a 2012 fue Robert Lin , a quien sucedió Säm Krucker. [9]
Toda la nave espacial giró para proporcionar la modulación de señal necesaria. Los cuatro paneles solares fijos fueron diseñados para proporcionar suficiente momento giroscópico para estabilizar la rotación alrededor del vector solar. Esto eliminó en gran medida la necesidad de control de actitud . Los detectores del instrumento eran nueve cristales de germanio de alta pureza . Cada uno se enfrió a temperaturas criogénicas mediante un crioenfriador mecánico. El germanio proporcionó no sólo detecciones por efecto fotoeléctrico , sino también espectroscopia inherente a través de la deposición de carga del rayo entrante. Los cristales estaban alojados en un criostato y montados con correas de baja conductividad. Una estructura de telescopio tubular formaba la mayor parte de la nave espacial. Su propósito era mantener los colimadores por encima de los cristales de Ge en posiciones fijas y conocidas.
El bus satélite constaba de la estructura y los mecanismos, el sistema de energía (incluida la batería , los paneles solares y la electrónica de control), el sistema de control de actitud , el sistema de control térmico , el sistema de comando y manejo de datos (C&DH) y el sistema de telecomunicaciones . La estructura de la nave espacial sirvió de soporte para el telescopio y otros componentes. Fue fabricado con piezas de aluminio para ser liviano pero resistente. La plataforma del equipo tenía una estructura alveolar para reducir aún más el peso. La nave espacial fue fabricada en Gilbert, Arizona por Spectrum Astro, Inc. [10]
El conjunto del telescopio de imágenes constaba del tubo del telescopio, las bandejas de rejilla, el sistema de aspecto solar (SAS) y el sistema de ángulo de giro (RAS). Fue construido, ensamblado, alineado y probado en el Instituto Paul Scherrer en Suiza . Las bandejas de rejilla delantera y trasera estaban unidas al tubo del telescopio. Mantuvo la separación y alineación de las bandejas. Se montaron nueve rejillas en una bandeja de rejillas en cada extremo del tubo del telescopio. Los pares de rejillas modularon la transmisión de las emisiones de rayos X y gamma de las erupciones solares a través de los detectores mientras la nave espacial gira alrededor del eje del tubo del telescopio. Las tasas de conteo moduladas en los nueve detectores se utilizaron en computadoras en tierra para construir imágenes de erupciones solares en diferentes bandas de energía. Las cinco rejillas gruesas (cuadradas) fueron construidas por Van Beek Consultancy en Holanda . Las cuatro rejillas finas (redondas) fueron construidas por Thermo Electron Tecomet en Massachusetts . Todas las rejillas se caracterizaron ópticamente y con rayos X en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard antes de ser enviadas al Instituto Paul Scherrer para su integración en el conjunto del telescopio de imágenes. [10]
El espectrómetro contenía nueve detectores de germanio colocados detrás de los nueve pares de rejillas del telescopio. Estos cristales cultivados artificialmente, con una pureza de más de una parte en un billón, fueron fabricados por la división ORTEC de Perkin Elmer Instruments . Cuando se enfriaron a temperaturas criogénicas y se les aplicó un alto voltaje (hasta 4000 voltios ), convirtieron los rayos X y gamma entrantes en pulsos de corriente eléctrica. La cantidad de corriente era proporcional a la energía del fotón y se midió mediante dispositivos electrónicos sensibles diseñados en el Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley y el Laboratorio de Ciencias Espaciales , en Berkeley, California. Los detectores se enfriaron con un crioenfriador electromecánico de ciclo Stirling construido por SunPower Inc. y se calificaron para el vuelo en el Goddard Space Flight Center. [11] Los mantuvo a la temperatura de funcionamiento requerida de −198 °C (−324,4 °F), o 75 ° sobre el cero absoluto ).
RHESSI fue diseñado para obtener imágenes de erupciones solares en fotones energéticos, desde rayos X suaves (~3 keV ) hasta rayos gamma (hasta ~20 MeV) y para proporcionar espectroscopia de alta resolución hasta energías de rayos gamma de ~20 MeV. Además, tenía la capacidad de realizar espectroscopia resuelta espacialmente con alta resolución espectral.
Los investigadores creen que gran parte de la energía liberada durante una llamarada se utiliza para acelerar, hasta energías muy altas, electrones (que emiten principalmente rayos X) y protones y otros iones (que emiten principalmente rayos gamma). El nuevo enfoque de la misión RHESSI fue combinar, por primera vez, imágenes de alta resolución en rayos X duros y rayos gamma con espectroscopía de alta resolución, de modo que se pudiera obtener un espectro de energía detallado en cada punto de la imagen. Este nuevo enfoque permitió a los investigadores descubrir dónde se aceleran estas partículas y con qué energías. Esta información permitirá avanzar en la comprensión de los procesos fundamentales de alta energía en el centro del fenómeno de las erupciones solares.
El principal objetivo científico de RHESSI era comprender los siguientes procesos que tienen lugar en los plasmas magnetizados de la atmósfera solar durante una llamarada:
Estos procesos de alta energía desempeñan un papel importante en sitios de todo el Universo, desde magnetosferas hasta galaxias activas . En consecuencia, la importancia de comprender estos procesos trasciende el campo de la física solar ; es uno de los principales objetivos de la física y la astrofísica espaciales .
Los procesos de alta energía de interés incluyen los siguientes:
Estos procesos involucran:
Es imposible duplicar estas condiciones en los laboratorios de la Tierra .
La aceleración de los electrones se revela mediante la bremsstrahlung de rayos X duros y de rayos gamma, mientras que la aceleración de los protones y los iones se revela mediante líneas y continuos de rayos gamma. La proximidad del Sol significa no sólo que estas emisiones de alta energía son órdenes de magnitud más intensas que las de cualquier otra fuente cósmica, sino también que pueden resolverse mejor, tanto espacial como temporalmente.
Dado que los rayos X no se reflejan ni refractan fácilmente, las imágenes en rayos X son difíciles. Una solución a este problema es bloquear selectivamente los rayos X. Si los rayos X se bloquean de una manera que depende de la dirección de los fotones entrantes, entonces es posible reconstruir una imagen. La capacidad de obtención de imágenes de RHESSI se basó en una técnica de transformada de Fourier que utiliza un conjunto de nueve colimadores de modulación rotacional (RMC) en lugar de espejos y lentes. Cada RMC constaba de dos conjuntos de cuadrículas lineales de escala fina y muy espaciadas. A medida que la nave espacial giraba, estas rejillas bloqueaban y desbloqueaban los rayos X que pudieran haber venido del Sol modulando la señal del fotón en el tiempo. La modulación podría medirse con un detector sin resolución espacial colocado detrás del RMC, ya que la información espacial ahora estaba almacenada en el dominio del tiempo. El patrón de modulación de media rotación para un solo RMC proporcionó la amplitud y la fase de muchos componentes espaciales de Fourier en una gama completa de orientaciones angulares, pero para una pequeña gama de dimensiones de fuente espacial. Múltiples RMC, cada uno con diferentes anchos de rendija, brindaron cobertura sobre una gama completa de tamaños de fuentes de llamarada. Luego se reconstruyeron las imágenes a partir del conjunto de componentes de Fourier medidos en una analogía matemática exacta con la radiointerferometría de múltiples líneas de base. RHESSI proporcionó una resolución espacial de 2 segundos de arco con energías de rayos X de ~4 keV a ~100 keV, de 7 segundos de arco a ~400 keV y 36 segundos de arco para líneas de rayos gamma y emisiones continuas por encima de 1 MeV.
RHESSI también pudo ver rayos gamma provenientes de direcciones no solares. Los rayos gamma, más energéticos, atravesaron la estructura de la nave espacial e impactaron en los detectores desde cualquier ángulo. Este modo se utilizó para observar estallidos de rayos gamma (GRB). Los rayos gamma entrantes no fueron modulados por las rejillas, por lo que no se registró información posicional ni de imágenes. Sin embargo, todavía se puede deducir una posición aproximada por el hecho de que los detectores tenían captadores delanteros y traseros. Además, los detectores cercanos a la explosión protegieron a los que estaban lejos de la explosión. Al comparar la intensidad de la señal alrededor de los nueve cristales, y de adelante hacia atrás, se obtuvo una posición bidimensional aproximada en el espacio.
Cuando se combina con marcas de tiempo de alta resolución de los impactos del detector, la solución RHESSI podría compararse en tierra con otras naves espaciales en la IPN (Red Interplanetaria) para proporcionar una buena solución. La gran área y las altas sensibilidades del conjunto de cristal de germanio hicieron de RHESSI un formidable componente de IPN. Incluso cuando otras naves espaciales podían proporcionar ubicaciones de explosión, pocas podían proporcionar espectros de explosión de tan alta calidad (tanto en tiempo como en energía) como RHESSI. Sin embargo, rara vez se produjo un GRB cerca del Sol, en el campo de visión colimado. Luego, las cuadrículas proporcionaron información completa y RHESSI pudo proporcionar una ubicación precisa de GRB incluso sin correlación IPN.
RHESSI estaba destinado a obtener imágenes de erupciones solares de alta resolución en rayos X y rayos gamma. Los rayos X y los rayos gamma cubrieron un rango de energía de 3 keV-20 MeV con una resolución energética de aproximadamente 1 keV y una resolución espacial de sólo unos pocos segundos de arco. La obtención de imágenes se logró mediante un tubo de 45 × 170 cm (18 × 67 pulgadas) que contenía nueve pares (uno detrás del otro, espaciados 1,5 m (4 pies 11 pulgadas)) de rejillas de alambre de tungsteno o molibdeno de 9 cm (3,5 pulgadas) de ancho. ) montado paralelo al eje de rotación del tubo que apunta al Sol. El tubo giraba alrededor de su eje mientras la nave espacial giraba a una velocidad de 15 rpm . Durante una rotación, un fotón procedente de cualquier punto del Sol podría atravesar un par de rejillas o ser bloqueado por una u otra de las rejillas. Esto provocó una modulación de la intensidad de los fotones que emanaban de ese punto. La profundidad de modulación fue cero para los fotones que llegan exactamente a lo largo del eje de giro y aumenta gradualmente hasta los fotones fuera del eje. Detrás de cada par de rejillas había un detector de germanio criogénico (75 K) de 7,1 cm de diámetro y 8,5 cm (3,3 pulgadas) de espesor. La salida de cada uno de los nueve detectores, a cualquier energía dada, podría analizarse con Fourier para proporcionar un espectro espacial bidimensional completo de una región fuente extendida en el Sol. El espectro espacial completo fue posible porque cada par de rejillas de alambre tenía un ancho de hendidura, un espaciado y un grosor de alambre diferentes. La acumulación de datos fue de unos 16 Gb durante una rotación de 10 minutos. Los datos de telemetría se recopilaron en Berkeley (California), Wallops Flight Facility (WFF), Virginia , Santiago , Chile y Weilheim, Alemania . El análisis científico de los datos implicó una estrecha colaboración con muchos observatorios solares terrestres y satelitales especializados. Un objetivo secundario de RHESSI era observar fuentes astronómicas como la Nebulosa del Cangrejo . [12]
Las observaciones de RHESSI cambiaron nuestra perspectiva sobre las erupciones solares, particularmente sobre los procesos de alta energía en las erupciones. Sus observaciones dieron lugar a numerosas publicaciones en revistas científicas y presentaciones en congresos. Hasta 2017, se hizo referencia al satélite en 2.474 publicaciones, libros y presentaciones. [13] La colección "Aspectos de alta energía de las erupciones solares: una monografía inspirada en RHESSI" [14] contiene reseñas de la investigación sobre erupciones solares de RHESSI hasta 2011.
Debido a dificultades de comunicación, RHESSI cesó sus operaciones científicas el 11 de abril de 2018 a las 01:50 UTC . [16] Fue dado de baja el 16 de agosto de 2018 [4] y permaneció en una órbita terrestre baja estable que decayó gradualmente debido a la resistencia atmosférica.
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