IMAGE ( Imager for Magnetopause-to-Aurora Global Exploration , Explorer 78 o MIDEX-1 ) es 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 perdido, pero a partir de agosto de 2018 podría ser recuperable. Fue lanzado el 25 de marzo de 2000, a las 20:34:43.929 UTC , [1] por un vehículo de lanzamiento Delta II desde la Base de la Fuerza Aérea Vandenberg en una misión de dos años. [3] Casi seis años después, inesperadamente cesó sus operaciones en diciembre de 2005 durante su misión extendida y fue declarado perdido. [4] La nave espacial era 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 amateur 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 ha tenido que localizar y adaptar hardware y software antiguos a los sistemas actuales. [8] El 25 de febrero de 2018, se perdió nuevamente el contacto con IMAGE, solo para restablecerse 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 1.000 km (620 mi) × 46.004 km (28.586 mi) alrededor de la Tierra, con una inclinación de 90,01° (pasando por los polos ) y un período de 14,2 horas . [2]
Al adquirir imágenes cada 2 minutos en longitudes de onda invisibles al ojo humano, permitió estudiar detalladamente 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 del espacio hasta ahora invisible en la magnetosfera interior, superando todos sus objetivos científicos. Una revisión de alto nivel en 2005, justo antes de su pérdida, describió la misión como "extremadamente productiva", [11] habiendo confirmado varias predicciones teóricas (por ejemplo, columnas de plasmasfera , inyección de corriente anular antes de la medianoche y reconexión antiparalela continua), descubrió numerosos fenómenos nuevos e imprevistos (por ejemplo, hombros de plasmasfera, arcos de protones subaurorales y una corriente secundaria de átomos neutros interestelares), y respondió a una serie de preguntas pendientes sobre la región de origen de la radiación continua kilométrica, 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 de datos de instrumentos centrales (CIDP), así como el Subsistema de manejo de datos y comando (computadora principal a bordo) se construyeron alrededor de los procesadores de aviónica IBM RAD6000 de misión probada . [10]
El generador de imágenes ultravioleta extrema (EUV) de la misión IMAGE observa la distribución de He+ en la plasmasfera de la Tierra detectando su emisión dispersada resonantemente a 30,4 nm. Registra la estructura y dinámica del plasma frío en la plasmasfera de la Tierra 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 espectralmente aislada y el fondo a esa longitud de onda es insignificante. Las mediciones son fáciles de interpretar porque la emisión plasmasférica de He+ es ópticamente delgada, por lo que su brillo es directamente proporcional a la abundancia de la columna de He+. La obtención de imágenes eficaces del He+ plasmasférico requiere "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. EUV consta de tres cabezales sensores 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/segundo- Rayleigh , suficiente para mapear la posición de la plasmapausa con una resolución temporal de 10 minutos. [13]
El complemento de instrumentos del satélite IMAGE incluye tres instrumentos de Ultravioleta Lejana (FUV). En la región de longitud de onda de 120 a 190 nm, un generador de imágenes de auroras que mira hacia abajo está mínimamente contaminado por la luz solar, dispersada desde las nubes y el suelo, y el resplandor de la aurora observada en una geometría de observación nadir se puede observar en presencia de las altas latitudes. Resplandor del día. La cámara de imágenes de banda ancha (WIC) proporciona imágenes ultravioleta de banda ancha de la aurora para una máxima resolución espacial y temporal al obtener imágenes de las bandas LBH N2 de la aurora. El Spectrographic Imager (SI), un generador de imágenes monocromático, captura diferentes tipos de auroras, filtradas por longitud de onda. Al medir el Lyman-a con desplazamiento Doppler, se pueden obtener imágenes por separado del componente de la aurora inducido por protones. Finalmente, el instrumento GEO observa la distribución de la emisión geocoronal, que es una medida de la fuente de densidad de fondo neutro para el intercambio de carga en la magnetosfera. El complemento de instrumentos FUV mira radialmente hacia afuera desde el satélite IMAGE en rotación y, por lo tanto, pasa solo 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 desempeño individuales en la edición de enero de 2000 de Space Science Reviews . Un requisito principal del instrumento FUV es maximizar la eficiencia de la recolección de fotones y utilizar 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 coagregarlas. La corrección de la distorsión utiliza tablas de consulta de alta velocidad que el procesador en órbita genera previamente mediante el ajuste de mínimos cuadrados a funciones polinómicas. 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 extensas pruebas terrestres con simuladores de luz ultravioleta visible y cercana montados en una plataforma giratoria para estimar su rendimiento en órbita. [14]
El generador de imágenes de Átomo Neutro de Alta Energía (HENA) en IMAGE es uno de los tres instrumentos diseñados para realizar observaciones del entorno magnetosférico de la Tierra utilizando imágenes de átomos neutros. El instrumento HENA determina la velocidad, trayectoria, energía y masa de ENA en el rango de energía de 10 a 500 keV y, a partir de estos datos, genera imágenes de las regiones fuente de 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 de desviación cargadas alternativamente montadas en una configuración de ventilador frente a la rendija de entrada, tres detectores de placas de microcanales (MCP), un detector de estado sólido (SSD), dos láminas de poliimida de carbono, silicio (una en la entrada ranura, el otro colocado justo en frente del MCP posterior), y una serie de cables y electrodos para dirigir los electrones secundarios expulsados de las láminas (o el SSD) a los MCP. La energía para los MCP y las placas de desviación y para la dirección de electrones secundarios la proporcionan fuentes de alimentación de alto voltaje que residen con 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 monitoreo interno), 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). pasa a través de la lámina de entrada, produce electrones secundarios, que se aceleran y dirigen hacia el 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 entrada. Luego, el ENA continúa a través del sensor hasta la placa posterior y golpea la lámina frente al MCP de imágenes 2-D o el SSD. En el primer caso, los electrones secundarios expulsados de la lámina posterior desencadenan un pulso de parada en el 2-. D imágenes del MCP, 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 señal de parada del TOF; registrado por el SSD. Las señales de inicio y parada son procesadas por la electrónica ToF analógica en la MEU y digitalizadas para su entrada en la DPU. Los impulsos de inicio y parada indican el tiempo de vuelo del ENA, mientras que las mediciones de posición revelan su trayectoria y, por tanto, su longitud de recorrido dentro del sensor. Con estos dos datos, tiempo de vuelo y longitud del camino, HENA puede calcular la velocidad de ENA. La energía de los ENA incidentes se mide con el SSD. Cuando una 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 la ENA deposita en el cristal SSD. Por tanto, al analizar la altura del pulso, HENA puede determinar la energía de un incidente de ENA en el SSD. Y como la masa es igual al doble de la energía dividida por la velocidad al cuadrado, una vez determinadas la energía y la velocidad del ENA, se puede calcular su masa. Calcular la masa a partir de la velocidad y la medición de energía 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 neutros más comunes que se esperan en la magnetosfera. [15]
El generador de imágenes de Átomo Neutro de Baja Energía (LENA) en IMAGE es uno de los tres instrumentos diseñados para realizar observaciones del entorno magnetosférico de la Tierra utilizando imágenes de átomos neutros. Los objetivos de LENA son: (1) medir neutros sin interferencias de electrones, iones o rayos UV; (2) distinguir los protones neutros del oxígeno ; (3) determinar la salida de iones en escalas de tiempo de cinco minutos en un amplio rango de horas locales; y (4) medir energías tan bajas como 10 eV con estadísticas de conteo altas. El instrumento LENA consta de un colimador, una unidad de conversión, una lente de extracción, un analizador de energía dispersiva y un analizador de masas 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 neutros en iones negativos a través de un reflejo casi especular de una superficie de tungsteno. Luego, los iones negativos de la superficie se recogen mediante 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 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. [dieciséis]
El generador de imágenes de Átomo Neutro de Energía Media (MENA) en IMAGE es uno de los tres instrumentos diseñados para realizar observaciones del entorno magnetosférico de la Tierra utilizando imágenes de átomos neutros. MENA es un generador de imágenes de tipo rendija diseñado para detectar átomos energéticos neutros de hidrógeno y oxígeno con energías que oscilan entre 1 y 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 sensores idénticos montados en una DPU. Los tres cabezales sensores están montados uno al lado del otro en la parte superior de la DPU. El sensor del medio mira hacia adelante, con un campo de visión de 107° en el plano del eje de giro. Las direcciones de visión de los dos sensores laterales están desviadas de las del sensor central en 20°. Esta compensación 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 sin procesar, 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 frontal y fuentes de alimentación de alto voltaje. La DPU se comunica con los cabezales de los sensores y el Procesador de datos del instrumento central (CIDP). Supervisa la salud y seguridad de los instrumentos y recibe y procesa los datos sin procesar del sensor, produciendo una imagen cada dos minutos (es decir, cada período de giro de la nave espacial). Transmite esta imagen, junto con una selección de datos sin procesar del sensor, datos de tasa de eventos y datos de mantenimiento, al CIDP para su enlace descendente a la Tierra. [17]
El Radio Plasma Imager (RPI) utilizó 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 jamás volados en el espacio. Como el detector de radar de un 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 es impactado por la energía solar. viento. El "radar" RPI explora un espectro que va desde 3 kilohercios (ciclos por segundo) hasta 3 megahercios, abarcando toda la banda de radio AM y más allá. Cada cinco minutos, se construye una imagen a partir de las señales de radio devueltas que contendrá información sobre la dirección, velocidad y densidad de las 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 de datos de instrumentos centrales (CIDP) proporcionó adquisición, compresión, almacenamiento y formato de telemetría de datos científicos de todos los generadores de imágenes, enruta comandos a los generadores de imágenes e interfaces con los sistemas de la nave espacial. El CIDP fue desarrollado por SwRI . [10]
El 18 de diciembre de 2005, el satélite no logró establecer el contacto esperado a las 16:20 UTC. Un contacto anterior había finalizado con éxito a las 07:39 del mismo día sin signos de problemas. [18] : 14 Durante los días y semanas siguientes, se enviaron comandos "a ciegas" para restablecer el transmisor, cambiar antenas e intentar restablecer el contacto con la nave espacial, pero no se envió ninguna señal (ni siquiera una onda portadora no modulada ). recibió. 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 pertenecen a la NASA en caso de que hubiera algún error sistemático de DSN de la NASA, la falta de transmisión de comandos durante varios días para activar un temporizador de vigilancia de 72 horas y el aumento de la potencia de transmisión en en caso de que la antena estuviera muy desalineada, y observaciones ópticas y de radar del satélite para comprobar si hay residuos, cambios en la velocidad de giro o cambios en la órbita que indiquen una colisión u otros daños. [18] : 16-17
También se ordenó a la nave espacial que aumentara ligeramente su velocidad de giro y encendiera asimétricamente sus calentadores. Si se observan, indicarían que podría recibir comandos pero no transmitir. No se observó ningún cambio y los análisis posteriores indicaron 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 fallas reveló que, entre las posibles causas de una pérdida abrupta de comunicación bidireccional, el convertidor de energía de estado sólido (SSPC) para el transpondedor tenía, entre sus características, un apagado de "disparo instantáneo" en respuesta a una corriente alta (100 A ) cortocircuito . [20] Lo más importante es que tal apagado no se informó en la salida de telemetría de la fuente de alimentación y esta falta no se documentó. [21] Debido a que no estaba documentado, el hardware y el software de la nave espacial no tenían ninguna disposición para intentar restablecer el SSPC si informaba que estaba en buen estado. [20] [19] : 13 Esto daría como resultado los síntomas observados: no hay comunicación por radio con una nave espacial aparentemente intacta. [19] : 1,12–13,22,29–31
Aunque tal cortocircuito sería casi imposible sin daños fatales a la nave espacial, el apagado podría ser desencadenado falsamente por un evento único inducido por la radiación . [20] [19] : 1,30–31 Podría solucionarse simplemente reiniciando el suministro, pero el diseño de la nave espacial no dejaba forma de enviar tal comando, ni tampoco había uno incorporado.
El mismo problema con el mismo modelo de suministro de energía había afectado a los satélites Earth Observing-1 (EO-1) y Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) (lanzados 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 descubrir qué salió mal. Después de varios meses, crearon un informe en el que teorizaban que IMAGE había activado un disyuntor y podría repararse por sí solo. [22]
Se esperaba que un eclipse cuando la nave espacial pasara a través de la sombra de la Tierra en octubre de 2007 provocaría una caída de tensión de suministro lo suficientemente profunda como para provocar un reinicio total del bus, lo que provocaría 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 intentando establecer comunicación con el satélite utilizando el DSN de la NASA. [24] Dos días después, Burley informó que los ingenieros del Centro de vuelos espaciales 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 un nuevo examen de datos antiguos registrados por Tilley y su colega rastreador de satélites Cees Bassa mostraron transmisiones desde el mismo satélite en octubre de 2016 y mayo de 2017. [26] Bassa planteó la hipótesis de que, si bien el El eclipse de 2007 no logró restablecer el satélite, otro sí 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 software y el tipo de hardware utilizados en el Centro de Operaciones de la Misión IMAGE han sido descartados y ya no existen, están en el proceso de adaptar el software y las bases de datos antiguos a sus sistemas modernos y localizar 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, afirmó que cree que hay un problema con el eje de giro de IMAGE en relación con su eje medio. ganar ubicación de antena. 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 fijarla. [31]
El 9 de mayo de 2018, Scott Tilley volvió a detectar una fuerte señal de IMAGE. Horas más tarde, los ingenieros de la NASA y APL habían captado la señal y estaban recibiendo telemetría. Las órdenes se transmitieron a IMAGE, pero por razones desconocidas la nave espacial sólo acusó recibo de una fracción de esas órdenes. [31]
El 28 de agosto de 2018, la NASA anunció que el equipo IMAGE había dejado de recibir señales del satélite, como ocurrió anteriormente en invierno, [31] y continuaría intentando enviar comandos. [32]
El 20 de enero de 2019, pasó un año desde la fecha del redescubrimiento de la nave y permanece fuera de contacto desde el 5 de agosto de 2018. Los esfuerzos continúan, especialmente después de los eclipses que podrían restablecer la electrónica. [33]
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