IMAGE ( Imager for Magnetopause-to-Aurora Global Exploration , Explorer 78 o MIDEX-1 ) fue una misión Medium Explorer de la NASA que estudió la respuesta global de la magnetosfera de la Tierra a los cambios en el viento solar . Se creía perdida, pero a partir de agosto de 2018 podría ser recuperable. Fue lanzada el 25 de marzo de 2000, a las 20:34:43.929 UTC , [1] por un vehículo de lanzamiento Delta II desde la Base Aérea Vandenberg en una misión de dos años. [3] Casi seis años después, cesó inesperadamente sus operaciones en diciembre de 2005 durante su misión extendida y fue declarada perdida. [4] La nave espacial fue parte del Programa de Conexiones Sol-Tierra de la NASA, y sus datos se han utilizado en más de 400 artículos de investigación publicados en revistas revisadas por pares. [5] Tenía cámaras especiales que proporcionaron varios avances en la comprensión de la dinámica del plasma alrededor de la Tierra . El investigador principal fue Jim Burch del Southwest Research Institute .
En enero de 2018, un rastreador de satélites aficionado descubrió que estaba transmitiendo algunas señales a la Tierra. [6] [7] La NASA intentó comunicarse con la nave espacial y determinar el estado de su carga útil, pero tuvo que rastrear y adaptar hardware y software antiguos a los sistemas actuales. [8] El 25 de febrero de 2018, se perdió nuevamente el contacto con IMAGE, que se restableció el 4 de marzo de 2018. La señal desapareció una vez más el 5 de agosto de 2018. Si los esfuerzos de recuperación tienen éxito, la NASA puede decidir financiar una misión reiniciada. [9]
IMAGE fue la primera nave espacial dedicada a obtener imágenes de la magnetosfera de la Tierra. [10] IMAGE fue una nave espacial desarrollada por el programa Medium-class Explorer (MIDEX), y fue la primera nave espacial dedicada a observar la magnetosfera de la Tierra, produciendo imágenes globales completas del plasma en la magnetosfera interior. La nave IMAGE se colocó en una órbita de 1000 km (620 mi) × 46 004 km (28 586 mi) alrededor de la Tierra, con una inclinación de 90,01° (pasando sobre los polos ) y un período de 14,2 horas . [2]
Al adquirir imágenes cada 2 minutos en longitudes de onda invisibles para el ojo humano, permitió el estudio detallado de la interacción del viento solar con la magnetosfera y la respuesta de la magnetosfera durante una tormenta magnética . Desde su órbita distante, la nave espacial produjo una gran cantidad de imágenes de la región previamente invisible del espacio en la magnetosfera interior, superando todos sus objetivos científicos. Una revisión senior en 2005, justo antes de su pérdida, describió la misión como "extremadamente productiva", [11] habiendo confirmado varias predicciones teóricas (por ejemplo, penachos de plasmasfera , inyección de corriente de anillo antes de la medianoche y reconexión antiparalela continua), descubierto numerosos fenómenos nuevos e imprevistos (por ejemplo, hombros de plasmasfera, arcos de protones subaurorales y una corriente secundaria de átomos neutros interestelares), y respondido a un conjunto de preguntas pendientes sobre la región de origen de la radiación del continuo kilométrico, el papel de los pulsos de presión del viento solar en el flujo ionosférico y la relación entre las auroras de protones y electrones durante las subtormentas. [11] [12] Cuando la nave espacial quedó en silencio en diciembre de 2005, ya se había aprobado una extensión de la misión hasta 2010. [11]
Los costos de IMAGE se estiman en 132 millones de dólares, incluyendo la nave espacial, los instrumentos, el vehículo de lanzamiento y las operaciones terrestres. [10]
Su carga útil científica consta de tres conjuntos de instrumentos : [10]
El procesador central de datos de instrumentos (CIDP), así como el subsistema de comando y manejo de datos (computadora principal de a bordo), se construyeron alrededor de los procesadores de aviónica IBM RAD6000 , probados en misiones . [10]
El generador de imágenes en ultravioleta extremo (EUV) de la misión IMAGE observa la distribución del He+ en la plasmasfera terrestre detectando su emisión dispersada por resonancia a 30,4 nm. Registra la estructura y la dinámica del plasma frío en la plasmasfera terrestre a escala global. La característica de 30,4 nm es relativamente fácil de medir porque es la emisión de iones más brillante de la plasmasfera, está aislada espectralmente y el fondo en esa longitud de onda es insignificante. Las mediciones son fáciles de interpretar porque la emisión de He+ plasmasférica es ópticamente delgada, por lo que su brillo es directamente proporcional a la abundancia de la columna de He+. Para obtener imágenes efectivas del He+ plasmasférico se requieren "instantáneas" globales en las que el alto apogeo y el amplio campo de visión del EUV proporcionen en una sola exposición un mapa de toda la plasmasfera. El EUV consta de tres cabezales de sensor idénticos, cada uno con un campo de visión de 30° de diámetro. Estos sensores están inclinados entre sí para cubrir un campo en forma de abanico de 84° por 30°, que es barrido a través de la plasmasfera por el giro del satélite. La resolución espacial de EUV es de 0,6° de 0,1 R E en el plano ecuatorial visto desde el apogeo . La sensibilidad es de 1,9 cuentas por segundo (rayleigh ) , suficiente para mapear la posición de la plasmapausa con una resolución temporal de 10 minutos. [13]
El conjunto de instrumentos del satélite IMAGE incluye tres instrumentos de Ultravioleta Lejano (FUV). En la región de longitud de onda de 120-190 nm, un generador de imágenes aurorales de visión descendente solo está mínimamente contaminado por la luz solar, dispersada por las nubes y el suelo, y la radiancia de la aurora observada en una geometría de visión de nadir se puede observar en presencia del resplandor diurno de alta latitud. La Cámara de Imágenes de Banda Ancha (WIC) proporciona imágenes ultravioleta de banda ancha de la aurora para una resolución espacial y temporal máxima al obtener imágenes de las bandas LBH N2 de la aurora. El Generador de Imágenes Espectrográfico (SI), un generador de imágenes monocromático, obtiene imágenes de diferentes tipos de aurora, filtradas por longitud de onda. Al medir el Lyman-a desplazado por Doppler, se puede obtener imágenes por separado del componente inducido por protones de la aurora. Finalmente, el instrumento GEO observa la distribución de la emisión geocoronal, que es una medida de la fuente de densidad de fondo neutral para el intercambio de carga en la magnetosfera. El conjunto de instrumentos FUV mira radialmente hacia afuera desde el satélite IMAGE en rotación y, por lo tanto, pasa sólo un corto tiempo observando la aurora y la Tierra durante cada giro (período de 120 segundos). Se pueden encontrar descripciones detalladas de WIC, SI, GEO y sus validaciones de rendimiento individuales en la edición de enero de 2000 de Space Science Reviews . Un requisito principal del instrumento FUV es maximizar la eficiencia de recolección de fotones y usar eficientemente el corto tiempo disponible para las exposiciones. Los generadores de imágenes aurorales FUV WIC y SI tienen amplios campos de visión y toman datos continuamente a medida que la región auroral avanza a través del campo de visión. Para minimizar el volumen de datos, se toman múltiples imágenes y se agregan electrónicamente desplazando adecuadamente cada imagen para compensar la rotación de la nave espacial. Para minimizar la pérdida de resolución, las imágenes deben corregirse por distorsión en tiempo real tanto para WIC como para SI antes de la adición conjunta. La corrección de la distorsión se realiza utilizando tablas de búsqueda de alta velocidad que se generan previamente mediante el ajuste de mínimos cuadrados a funciones polinómicas por el procesador en órbita. Los instrumentos se calibraron individualmente mientras se encontraban en plataformas estacionarias, principalmente en cámaras de vacío, como se describe en los artículos complementarios. Se realizaron pruebas exhaustivas en tierra con simuladores de luz visible y ultravioleta cercana montados en una plataforma giratoria para estimar su rendimiento en órbita. [14]
El generador de imágenes de átomos neutros de alta energía (HENA) de IMAGE es uno de los tres instrumentos diseñados para realizar observaciones del entorno magnetosférico de la Tierra mediante imágenes de átomos neutros. El instrumento HENA determina la velocidad, la trayectoria, la energía y la masa de los ENA en el rango de energía de 10 a 500 keV y, a partir de estos datos, genera imágenes de las regiones de origen de los ENA en la magnetosfera interior. Los dos componentes principales de HENA son el sensor y la unidad electrónica principal (MEU). El sensor HENA consta de placas deflectoras cargadas de forma alternada montadas en una configuración de abanico delante de la ranura de entrada, tres detectores de placas de microcanal (MCP), un detector de estado sólido (SSD), dos láminas de carbono-silicio-poliimida (una en la ranura de entrada y la otra colocada justo delante de la MCP trasera) y una serie de cables y electrodos para dirigir los electrones secundarios expulsados de las láminas (o la SSD) a los MCP. La alimentación de los MCP y las placas deflectoras, así como la dirección secundaria de los electrones, se obtiene mediante fuentes de alimentación de alto voltaje que se encuentran en el sensor. La MEU contiene la unidad de procesamiento de datos (DPU) de HENA, la electrónica analógica (que amplifica y procesa las señales del sensor y realiza el control de mantenimiento), convertidores analógicos a digitales y una fuente de alimentación de bajo voltaje.
HENA determina la velocidad de los ENA que detecta midiendo su tiempo de vuelo (ToF) y trayectoria a través del sensor (desde la ranura de entrada hasta la lámina posterior y el detector MCP de imágenes bidimensionales o hasta el SSD). Cuando un ENA entrante pasa a través de la lámina de entrada, produce electrones secundarios, que se aceleran y se dirigen al MCP de imágenes frontal. Este MCP, el MCP de "inicio", proporciona una señal de inicio para el análisis TOF y registra la posición en la que el ENA penetró la ranura de entrada. Luego, el ENA continúa a través del sensor hasta la placa posterior y golpea la lámina frente al MCP de imágenes 2D o el SSD. En el primer caso, los electrones secundarios expulsados de la lámina posterior activan un pulso de detención en el MCP de imágenes 2D, que también registra la posición del ENA incidente. Si el ENA golpea el SSD, los electrones secundarios expulsados por el impacto se dirigen al MCP de "coincidencia", que proporciona la parada TOF. señal; la posición del impacto es registrada por el SSD. Las señales de inicio y detención son procesadas por la electrónica analógica ToF en la MEU y digitalizadas para su entrada en la DPU. Los pulsos de inicio y detención dan el tiempo de vuelo del ENA, mientras que las mediciones de posición revelan su trayectoria y, por lo tanto, su longitud de recorrido dentro del sensor. Con estos dos datos, tiempo de vuelo y longitud de recorrido, HENA puede calcular la velocidad del ENA. La energía de los ENA incidentes se mide con el SSD. Cuando un ENA golpea el SSD, genera un pulso de corriente. La amplitud de este pulso (la altura del pulso) es directamente proporcional a la cantidad de energía que el ENA deposita en el cristal del SSD. Por lo tanto, al analizar la altura del pulso, HENA puede determinar la energía de un ENA incidente en el SSD. Y como la masa es igual al doble de la energía dividida por la velocidad al cuadrado, una vez que se han determinado la energía y la velocidad del ENA, se puede calcular su masa. Calcular la masa a partir de la velocidad y la medición de la energía del SSD es la técnica principal utilizada por HENA para determinar la composición de los ENA. Una segunda técnica utiliza la altura del pulso de la señal MCP para distinguir entre oxígeno e hidrógeno, los dos átomos neutrales más comunes esperados en la magnetosfera. [15]
El generador de imágenes de átomos neutros de baja energía (LENA) de IMAGE es uno de los tres instrumentos diseñados para realizar observaciones del entorno magnetosférico de la Tierra mediante imágenes de átomos neutros. Los objetivos de LENA son: (1) medir neutros sin interferencia de electrones, iones o UV; (2) distinguir protones neutros del oxígeno ; (3) determinar el flujo de iones en escalas de tiempo de cinco minutos en un amplio rango de tiempos locales; y, (4) medir energías tan bajas como 10 eV con altas estadísticas de conteo. El instrumento LENA consta de un colimador, una unidad de conversión, una lente de extracción, un analizador de energía dispersiva y un analizador de masa de tiempo de vuelo con detección de partículas sensible a la posición. Las partículas neutras ingresan al instrumento a través de un colimador que filtra las partículas cargadas. LENA convierte los neutros en iones negativos a través de una reflexión especular cercana desde una superficie de tungsteno. Los iones negativos de la superficie luego son recolectados por una lente de extracción que enfoca todos los iones negativos con la misma energía en una ubicación fija. En la lente de extracción, los iones se aceleran a 20 kV antes de ingresar al analizador electrostático. Finalmente, los iones pasan a una sección de detección de tiempo de vuelo/posición donde se determinan la masa, la energía y el ángulo de los iones. [16]
El generador de imágenes de átomos neutros de energía media (MENA) de IMAGE es uno de los tres instrumentos diseñados para realizar observaciones del entorno magnetosférico de la Tierra mediante imágenes de átomos neutros. MENA es un generador de imágenes de tipo ranura diseñado para detectar átomos neutros de hidrógeno y oxígeno con energías que van de 1 a 30 keV. El instrumento determina el tiempo de vuelo y el ángulo de incidencia de los ENA entrantes. A partir de estos datos brutos, calcula su trayectoria y velocidad y genera imágenes de las regiones magnetosféricas desde las que se emiten. El generador de imágenes consta de tres cabezales de sensor idénticos montados en una unidad de procesamiento de datos (DPU). Los tres cabezales de sensor están montados uno al lado del otro en la parte superior de la DPU. El sensor central mira hacia adelante, con un campo de visión de 107° en el plano del eje de giro. Las direcciones de mirada de los dos sensores laterales están desplazadas 20° respecto de las del sensor central. Este desplazamiento de 20° compensa un punto ciego de 20° en el centro de cada detector. El campo de visión resultante en el plano del eje de giro es de 147°. La DPU MENA consta de un único microcontrolador Harris RTX2010 de 16 bits que funciona a 4,91 MHz, tablas de consulta utilizadas para procesar los datos brutos, una fuente de alimentación de bajo voltaje, un controlador de alto voltaje y, para cada uno de los tres sensores, la electrónica de tiempo de vuelo y altura de pulso del extremo frontal y fuentes de alimentación de alto voltaje. La DPU se comunica con los cabezales de los sensores y el procesador central de datos de instrumentos (CIDP). Monitorea la salud y seguridad de los instrumentos y recibe y procesa los datos brutos de los sensores, produciendo una imagen cada dos minutos (es decir, cada período de giro de la nave espacial). Transmite esta imagen, junto con una selección de los datos brutos de los sensores, datos de la tasa de eventos y datos de mantenimiento, al CIDP para su enlace descendente a la Tierra. [17]
El Radio Plasma Imager (RPI) utiliza pulsos de ondas de radio para "sondear" casi todo el volumen del campo magnético de la Tierra. Con su antena de punta a punta de 502 m (1.647 pies), es uno de los sensores más grandes que jamás se haya lanzado al espacio. Como un detector de radar de policía, el transmisor de 10 vatios del RPI envió una ráfaga de ondas de radio, que se reflejaron en nubes de partículas cargadas entre el límite exterior de la plasmasfera hasta el límite donde el campo magnético de la Tierra se ve afectado por el viento solar. El "radar" del RPI escanea a través de un espectro de 3 kilohertz (ciclos por segundo) hasta 3 megahertz, abarcando toda la banda de radio AM y más allá. Cada cinco minutos, se construyó una imagen a partir de las señales de radio devueltas que contendrá información sobre la dirección, velocidad y densidad de nubes de plasma distantes. El instrumento fue desarrollado por un equipo dirigido por el Dr. Bodo Reinisch, de la Universidad de Massachusetts en Lowell . El procesador central de datos de instrumentos (CIDP) proporcionaba adquisición, compresión, almacenamiento y formato de telemetría de los datos científicos de todos los generadores de imágenes, enviaba comandos a los generadores de imágenes e interactuaba con los sistemas de la nave espacial. El CIDP fue desarrollado por SwRI . [10]
El 18 de diciembre de 2005, el satélite no logró hacer el contacto esperado a las 16:20 UTC. Un contacto anterior había terminado exitosamente a las 07:39 del mismo día sin señales de problemas. [18] : 14 Durante los días y semanas siguientes, se enviaron comandos "a ciegas" para reiniciar el transmisor, cambiar las antenas e intentar restablecer el contacto con la nave espacial, pero no se recibió ninguna señal (ni siquiera una onda portadora no modulada). Los esfuerzos de recuperación incluyeron el uso de diferentes antenas de la Red de Espacio Profundo de la NASA (NASA DSN) , el uso de estaciones terrestres que no fueran de la NASA en caso de que hubiera algún error sistemático de la NASA DSN, no transmitir comandos durante varios días para activar un temporizador de vigilancia de 72 horas , aumentar la potencia de transmisión en caso de que la antena estuviera muy desalineada y realizar observaciones ópticas y de radar del satélite para verificar si había escombros, cambios en la velocidad de giro o cambios en la órbita indicativos de una colisión u otro daño. [18] : 16–17
También se le ordenó a la nave espacial que aumentara ligeramente su velocidad de giro y encendiera asimétricamente sus calentadores. Si se observaran, esto indicaría que podía recibir órdenes pero no transmitir. No se observó ningún cambio y el análisis posterior indicó que el cambio de temperatura habría sido indetectable. [19] : 9–10 Un intento de observar la temperatura de la nave para determinar si estaba completamente muerta o consumiendo la energía esperada en modo seguro no fue concluyente. [19] : 10–11
Un análisis cuidadoso de la falla reveló que, entre las causas plausibles para una pérdida abrupta de comunicación bidireccional, el convertidor de potencia de estado sólido (SSPC) del transpondedor tenía, entre sus características, un apagado de "disparo instantáneo" en respuesta a una corriente alta (100 A ) cortocircuito . [20] De manera crítica, no se informó de tal apagado en la salida de telemetría de la fuente de alimentación y esta falta no se documentó. [21] Debido a que no se documentó, el hardware y el software de la nave espacial no tenían ninguna disposición para intentar restablecer el SSPC si informaba un buen estado. [20] [19] : 13 Esto daría como resultado los síntomas observados: no hay comunicación por radio con una nave espacial aparentemente sin daños. [19] : 1,12–13,22,29–31
Aunque un cortocircuito de este tipo sería casi imposible sin un daño fatal a la nave espacial, el apagado podría ser provocado falsamente por un evento único inducido por radiación . [20] [19] : 1,30–31 Podría ser solucionado simplemente apagando y encendiendo la fuente de alimentación, pero el diseño de la nave espacial no dejaba ninguna forma de enviar tal comando, ni tampoco estaba incorporado.
El mismo problema con el mismo modelo de fuente de alimentación había afectado a los satélites Earth Observing-1 (EO-1) y Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) (lanzado después de IMAGE), [19] : 1,13 pero pudieron recuperarse.
En enero de 2006, la NASA declaró terminada la misión, declarando que "el análisis preliminar indicó que los subsistemas de suministro de energía de la nave fallaron, dejándola sin vida". [5] A pesar de esto, continuaron intentando establecer contacto. A principios de 2006, la NASA convocó a una junta de expertos para averiguar qué salió mal. Después de varios meses, crearon un informe en el que teorizaron que IMAGE había disparado un disyuntor y podría repararse por sí solo. [22]
Se esperaba que un eclipse cuando la nave espacial pasara por la sombra de la Tierra en octubre de 2007 daría como resultado una caída de voltaje de suministro lo suficientemente profunda como para desencadenar un reinicio total del bus, lo que causaría un ciclo de energía del suministro sospechoso. [19] : 14–18 Sin embargo, los intentos de contactar con la nave después de este eclipse no tuvieron éxito. [6]
El 20 de enero de 2018, el radioaficionado canadiense y rastreador de satélites Scott Tilley descubrió que IMAGE estaba transmitiendo y lo informó a la NASA. Había estado escaneando la banda S ( microondas ) con la esperanza de encontrar el satélite Zuma . [6] [23]
El 24 de enero de 2018, Richard Burley de la NASA informó que estaban tratando de establecer comunicación con el satélite utilizando el DSN de la NASA. [24] Dos días después, Burley informó que los ingenieros del Centro de Vuelo Espacial Goddard (GSFC) adquirieron con éxito la señal, [25] y confirmaron el 30 de enero de 2018 que IMAGE es la fuente. [8] No se sabe cuándo comenzó a transmitir el satélite, pero el reexamen de datos antiguos registrados por Tilley y su colega rastreador de satélites Cees Bassa mostró transmisiones del mismo satélite en octubre de 2016 y mayo de 2017. [26] Bassa planteó la hipótesis de que, si bien el eclipse de 2007 no logró reiniciar el satélite, otro lo hizo, probablemente en algún momento entre 2014 y 2016. [22]
El 8 de febrero de 2018, la NASA publicó un relato detallado de la recuperación del satélite IMAGE. [27] El satélite estaba transmitiendo datos más allá de la simple telemetría, lo que indicaba que algunos de sus seis instrumentos a bordo todavía estaban activos. [28] Los ingenieros de la NASA están intentando determinar el estado del satélite, [8] pero como el tipo de software y hardware utilizado en el Centro de Operaciones de la Misión IMAGE se ha descartado y ya no existe, están en el proceso de adaptar el software y las bases de datos antiguos a sus sistemas modernos y rastrear el hardware de reemplazo. [8] [29] [30]
El 25 de febrero de 2018, la NASA volvió a perder contacto con el satélite, pero no de la misma manera que en 2005. Richard Burley, exdirector de la misión IMAGE, declaró que cree que hay un problema con el eje de giro de IMAGE en relación con la colocación de su antena de ganancia media. Si la NASA puede recuperar el control de la nave espacial y se puede evaluar el estado de los datos y los sistemas terrestres, decidirá si puede financiar el reinicio de la misión. [9]
El 4 de marzo de 2018, el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins informó haber detectado la señal del satélite, pero era demasiado débil para captarla. [31]
El 9 de mayo de 2018, Scott Tilley volvió a detectar una señal potente de IMAGE. Horas después, los ingenieros de la NASA y APL habían captado la señal y estaban recibiendo telemetría. Se transmitieron comandos a IMAGE, pero por razones desconocidas la nave espacial solo reconoció la recepción de una fracción de esos comandos. [31]
El 28 de agosto de 2018, la NASA anunció que el equipo IMAGE había dejado de recibir señales del satélite, como había sucedido anteriormente en invierno, [31] y que seguiría intentando enviar comandos. [32]
El 20 de enero de 2019, se cumplió un año desde la fecha del redescubrimiento de la nave espacial y ha permanecido fuera de contacto desde el 5 de agosto de 2018. Los esfuerzos continúan, especialmente después de los eclipses que podrían reiniciar la electrónica. [33]
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