La Sonda de Aceleración y Mapeo Interestelar (IMAP) es una misión de heliofísica que investigará simultáneamente dos temas científicos importantes y acoplados en la heliosfera : la aceleración de partículas energéticas y la interacción del viento solar con el medio interestelar local . Estos temas científicos están relacionados porque las partículas aceleradas en la heliosfera interior desempeñan papeles cruciales en la interacción heliosférica exterior. En 2018, la NASA seleccionó un equipo dirigido por David J. McComas de la Universidad de Princeton para implementar la misión, cuyo lanzamiento está previsto actualmente entre finales de abril y finales de mayo de 2025. [2] [4] IMAP será un sistema giratorio de seguimiento del Sol. Satélite estabilizado en órbita alrededor del Sol – Tierra L1 Punto de Lagrange con una carga útil científica de diez instrumentos. IMAP también transmitirá continuamente datos in situ en tiempo real que pueden utilizarse para la predicción del clima espacial .
Se trata de la quinta misión seleccionada en el programa Solar Terrestrial Probes , tras TIMED , Hinode , STEREO y MMS . [4]
La aceleración de partículas cargadas hasta altas energías es omnipresente en todo el universo y ocurre en estrellas , magnetosferas , agujeros negros , estrellas de neutrones , restos de supernovas y otros lugares. Los procesos precisos detrás de esta aceleración no se comprenden bien. Hay partículas supratérmicas intermedias que tienen energías entre las partículas energéticas y el plasma térmico a granel . Comprender cómo estas partículas se energizan y forman la población semilla de partículas energéticas es uno de los temas científicos que investigará IMAP.
El viento solar y su campo magnético asociado han soplado una burbuja en el espacio interestelar llamada heliosfera . IMAP estudiará el límite de la heliosfera donde el viento solar choca con material del resto de la galaxia . Utilizando átomos neutros energéticos (ENA), IMAP obtendrá imágenes de esta región de interacción desde el Sistema Solar interior . Además, IMAP también medirá directamente las partículas neutras del medio interestelar, ya que fluyen a través de la heliosfera relativamente sin modificaciones.
Los objetivos científicos de IMAP se basan en los cuatro objetivos científicos especificados en el Anuncio de Oportunidad de IMAP (de afuera hacia adentro): [5]
Después del lanzamiento, la nave espacial tardará varios meses en transitar a unos 1.500.000 km (930.000 millas) de distancia de la Tierra hacia el Sol en lo que se llama el primer punto de Lagrange (L1). Luego, la nave espacial utilizará propulsión a bordo para insertarse en una órbita Lissajous de aproximadamente 10° x 5° alrededor de L1, muy similar a la órbita del Advanced Composition Explorer (ACE). La misión básica es de tres años, pero todos los prescindibles están diseñados para una vida útil de más de cinco años. [6]
IMAP es una nave espacial simple estabilizada por rotación (~4 RPM ) con diez instrumentos. Se utilizarán maniobras de actitud diarias para mantener el eje de giro y la cubierta superior (con paneles solares) apuntando en la dirección del viento solar entrante, que está a unos pocos grados de distancia del Sol. En la órbita L1 Lissajous , la cubierta trasera, con su antena de comunicación, apunta aproximadamente a la Tierra. [6]
Los diez instrumentos de IMAP se pueden agrupar en tres categorías: 1) Detectores de átomos neutros energéticos (IMAP-Lo, IMAP-Hi e IMAP-Ultra); 2) Detectores de partículas cargadas (SWAPI, SWE, CoDICE y HIT); y 3) Otras mediciones coordinadas (MAG, IDEX, GLOWS).
Aquí (panel superior) se muestran las fluencias de oxígeno medidas a 1 AU por varios instrumentos a bordo del Explorador de composición avanzada (ACE) durante un período de 3 años, con espectros de partículas representativos obtenidos para partículas energéticas solares (SEP) graduales e impulsivas, regiones de interacción corotativas ( CIR), rayos cósmicos anómalos (ACR) y rayos cósmicos galácticos (GCR), y (recuadro del panel superior) flujos de iones en la dirección de la Voyager 1 utilizando observaciones in situ de la Voyager y observaciones remotas de ENA de Cassini-Huygens y el Interstellar Boundary Explorer ( CABRA MONTÉS). (Panel central) SWAPI, CoDICE y HIT proporcionan composición, energía y distribuciones angulares integrales para todas las principales especies de viento solar (núcleo y halo), iones captadores de fuentes interestelares e internas, iones supratérmicos, energéticos y acelerados de SEP, choques interplanetarios, así como ACR. SWE, CoDICE y HIT también proporcionan energía y distribuciones angulares del núcleo de iones y electrones del viento solar, halo, strahl, así como electrones energéticos y relativistas de hasta 1 MeV . [6]
IMAP-Lo es un generador de imágenes de átomos neutros de un solo píxel que proporciona mediciones de energía y ángulo resuelto de átomos ISN ( H , He , O , Ne y D) rastreados en >180° en longitud de la eclíptica y mapas globales resueltos en energía de ENA H. y O. IMAP-Lo tiene herencia del IBEX-Lo en el IBEX pero proporciona un poder de recaudación mucho mayor. [6]
IMAP-Hi consta de dos generadores de imágenes ENA idénticos de un solo píxel y alta energía que miden H, He y ENA más pesados de la heliosfera exterior . Cada IMAP-Hi Imager es muy similar en diseño al IBEX -Hi ENA Imager, pero incorpora modificaciones clave que permiten una resolución, rango espectral y potencia de recolección sustancialmente mejorados. El instrumento también incorpora un sistema de tiempo de vuelo (TOF) para la identificación de especies de ENA. [6]
El instrumento IMAP-Ultra toma imágenes de la emisión de ENA producidos en la heliofunda y más allá, principalmente en átomos de H entre ~3 y 300 keV, pero también es sensible a las contribuciones de He y O. Ultra es casi idéntico al generador de imágenes neutrales energéticas de Júpiter. (JENI), en desarrollo para el vuelo en la misión Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) de la Agencia Espacial Europea a Júpiter y Ganímedes . Las principales diferencias entre Ultra y JENI son el uso de dos copias idénticas, una montada perpendicular al eje de giro IMAP (Ultra90) y otra montada a 45° del eje de giro anti-sol (Ultra45) para una mejor cobertura del cielo, y el uso de ligeramente láminas de filtrado de rayos UV más gruesas que cubren los MCP del plano posterior para reducir los fondos asociados con los fotones interestelares Lyman-α. [6]
El instrumento Solar Wind and Pickup Ion (SWAPI) mide los iones captadores (PUI) del viento solar H + y He ++ y los iones captadores de He + y H + interestelares. SWAPI es casi idéntico al instrumento Solar Wind Around Pluto (SWAP) de New Horizons . SWAPI es una simplificación de SWAP y, al eliminar el analizador de potencial retardante de SWAP, aumenta significativamente la transmisión y mejora la sensibilidad, mejorando aún más las observaciones de PUI. [6]
El instrumento Solar Wind Electron (SWE) mide la distribución 3D de los electrones térmicos y supratérmicos del viento solar de 1 eV a 5 keV. SWE se basa en los instrumentos tradicionales Ulysses / SWOOPS, ACE /SWEPAM y Genesis /GEM, con electrónica actualizada basada en Van Allen Probes /HOPE. SWE está optimizado para medir electrones del viento solar in situ en L1 para proporcionar contexto para las mediciones de ENA y realizar las observaciones del viento solar in situ necesarias para comprender las estructuras locales que pueden afectar la aceleración y el transporte. [6]
El Experimento compacto de composición de iones duales (CoDICE) mide partículas cargadas en dos rangos de energía separados en un instrumento compacto y combinado. CoDICELo es un analizador electrostático con un subsistema de tiempo de vuelo versus energía (TOF/E) para medir las funciones de distribución de velocidad (VDF) 3D y el estado de carga iónica y la composición de masa de iones de ~0,5 a 80 keV/q. CoDICEHi utiliza el subsistema TOF/E común para medir la composición de masa y la dirección de llegada de ~0,03–5 MeV/nuc iones y ~20–600 keV electrones. [6]
El Telescopio de Iones de Alta Energía (HIT) utiliza detectores de estado sólido de silicio para medir la composición elemental, los espectros de energía, las distribuciones angulares y los tiempos de llegada de iones de H a Ni en un rango de energía dependiente de la especie de ~2 a ~40 MeV/ nuc. HIT, basado en gran medida en el Telescopio de Baja Energía (LET) del Observatorio de Relaciones Solares Terrestres (STEREO) , ofrece una cobertura de cielo completo con un gran factor de geometría. Una parte del área de visualización del HIT también está optimizada para medir electrones de 0,5 a 1,0 MeV. [6]
El magnetómetro IMAP (MAG) consta de un par de magnetómetros de puerta de flujo triaxiales idénticos que miden el campo magnético interplanetario en 3D. Ambos magnetómetros están montados sobre un brazo de 1,8 m, uno en el extremo y el otro en una posición intermedia. Esta configuración, a través de gradiometría, reduce el efecto de los campos magnéticos de las naves espaciales en las mediciones del instrumento al eliminar dinámicamente el campo de la nave espacial. Los MAG se basan en los magnetómetros de la Misión Magnetosférica Multiescala . [6]
El Experimento de Polvo Interestelar (IDEX) es un analizador de polvo de alta resolución que proporciona la composición elemental, la velocidad y las distribuciones de masa de las partículas de polvo interestelar . El cabezal sensor de IDEX tiene una gran área objetivo efectiva (700 cm 2 [110 pulgadas cuadradas]), lo que le permite recolectar una cantidad estadísticamente significativa de impactos de polvo (> 100/año). [6] Este instrumento fue construido en el Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial (LASP) de la Universidad de Colorado Boulder . [7]
La Estructura del Viento Solar GLObal (GLOWS) es un fotómetro Lyman-α de un solo píxel sin imágenes que se utilizará para observar la distribución del heliobrillo en el cielo para comprender mejor la evolución de la estructura del viento solar. El heliobrillo se forma por la interacción entre el hidrógeno neutro interestelar (ISN H) y los fotones solares en una región ultravioleta específica llamada banda de ondas Lyman-α.
Los fotones ingresan al detector a través de un colimador con un deflector que los restringe a aquellos que se encuentran únicamente en el campo de visión (FOV) de GLOWS. Un filtro espectral permite que solo los fotones que se encuentran en la banda de longitud de onda Lyman-α entren en un detector multiplicador de electrones de canal (CEM) que los cuenta. El campo de visión de GLOWS cambia con la redirección diaria del eje de giro de IMAP, lo que permite observaciones secuenciales de la estructura del viento solar desde ubicaciones separadas alrededor del Sol. Los recuentos de fotones Lyman-α a partir de estas observaciones se pueden utilizar para construir una imagen más completa de la estructura del viento solar y cómo cambia a lo largo de los ciclos solares.
El diseño y montaje de GLOWS está dirigido por el Centro de Investigación Espacial de la Academia Polaca de Ciencias , Varsovia, Polonia (CBK PAN). [8] [9]
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Nominalmente, IMAP tendrá dos contactos de 4 horas por semana a través de la Red de Espacio Profundo (DSN) de la NASA. Esto es suficiente para cargar cualquier comando, descargar los datos científicos y de limpieza de la semana y realizar el alcance de la nave espacial necesario para la navegación. DSN se comunicará con el Centro de Operaciones de Misión (MOC) IMAP del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins , que operará la nave espacial. Todos los datos científicos y auxiliares pasarán a través del MOC al Centro de Operaciones Científicas (SOC) en LASP . [7] El IMAP SOC en LASP será responsable de todos los aspectos de las operaciones de los instrumentos: planificación, mando, monitoreo de estado y salud, respuesta a anomalías e ingeniería de mantenimiento de los instrumentos. El SOC también se encargará del procesamiento de datos científicos (incluida la calibración, validación y análisis preliminar de datos), la distribución, el archivo y el mantenimiento del plan de gestión de datos IMAP. Los datos científicos se producirán de forma centralizada utilizando algoritmos, software y datos de calibración proporcionados y administrados por cada equipo de instrumentos.
Todos los datos científicos y de otro tipo se compartirán con la comunidad de heliofísica tan rápido como sea posible con una política de datos abiertos que cumpla con la Política de gestión de datos científicos de heliofísica de la NASA. La Instalación de datos de física espacial (SPDF) de la NASA es el archivo final de IMAP, con transferencia regular de datos al SPDF para que los datos puedan estar disponibles a través de su sitio web de análisis de datos coordinados (CDAWeb). [6]
IMAP proporcionará datos críticos sobre el clima espacial en tiempo real a través de su "IMAP Active Link for Real-Time" o I-ALiRT. IMAP transmitirá continuamente un pequeño subconjunto (500 bit/s) de los datos científicos para I-ALiRT a estaciones terrestres de apoyo en todo el mundo cuando no estén en contacto con el DSN. Durante los seguimientos de DSN, el sistema de vuelo incluye los datos del clima espacial en el flujo de datos científicos de velocidad completa, que el MOC recibe del DSN y los envía al SOC. En cualquier caso, el SOC procesa estas observaciones en tiempo real para crear los productos de datos requeridos por la comunidad de meteorología espacial. Los datos incluyen todos los parámetros importantes que proporciona actualmente Advanced Composition Explorer (ACE), pero con una cadencia significativamente mayor, y también incluyen varios parámetros clave nuevos. [6]
Esta es la quinta misión del programa Solar Terrestrial Probes de la NASA . [10] La Oficina del Programa de Heliofísica del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland , gestiona el programa STP para la División de Ciencias de Heliofísica de la agencia en Washington, DC.
El investigador principal de la misión es David J. McComas de la Universidad de Princeton . El Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins en Laurel, Maryland , se encargará de la gestión del proyecto. [4]
El costo de la misión tiene un límite de 564 millones de dólares, excluyendo el costo del lanzamiento en un vehículo de lanzamiento SpaceX Falcon 9 desde el Complejo de Lanzamiento Espacial 40 de Cabo Cañaveral (SLC-40) en la Estación de la Fuerza Espacial de Cabo Cañaveral (CCSFS) en Florida . [11] En abril de 2020, el costo total preliminar de la misión se estima entre 707,7 millones de dólares y 776,3 millones de dólares. [1]
La NASA planea incluir un anillo Grande del Adaptador de carga útil secundaria EELV (ESPA) ( vehículo de lanzamiento desechable evolucionado ) debajo de la nave espacial IMAP, que brindará la oportunidad de que 4 o 5 cargas útiles secundarias viajen junto con el lanzamiento IMAP. [5] El despliegue de las cargas útiles secundarias se producirá después del despliegue de IMAP en una órbita de transferencia al punto de Lagrange L1 Tierra-Sol . Algunas de las plazas pueden ser utilizadas por otras divisiones de la Dirección de Misión Científica y otras pueden ser utilizadas por otras agencias gubernamentales. Se compitieron dos oportunidades de espacios para la División de Ciencias de Heliofísica como parte del Apéndice de Elementos del Programa (PEA) del Tercer Aviso de Misiones de Oportunidad Independientes (SALMON-3), y las propuestas para ambas deben presentarse el 30 de noviembre de 2018. La selección para los estudios de la Fase A debe se anunciará en 2019. [ necesita actualización ]
El Anuncio de Oportunidad para las Misiones de Oportunidad (MoO) de Ciencias Heliofísicas de 2018 incluyó la opción de proponer una Misión Completa Pequeña (SCM) para utilizar el IMAP ESPA Grande para lanzar una carga útil secundaria. Se pueden asignar hasta dos puertos en el anillo ESPA Grande para MoO científicos. Las cargas útiles se designan como Clase D según se define en NPR 8705.4. [12]
El Anuncio de Oportunidad para las Misiones de Oportunidad de Demostración de Tecnología Heliofísica (TechDemo) de 2018 solicitó propuestas de SCM para la demostración en vuelos espaciales de tecnologías innovadoras de Nivel de Preparación Tecnológica (TRL) medio que permitan avances significativos en los Objetivos y Metas de la Ciencia Heliofísica de la NASA. Las investigaciones de TechDemo deben proponerse para el vuelo como carga útil secundaria con la misión IMAP. Se pueden asignar hasta dos puertos en el anillo ESPA Grande para TechDemo. Las cargas útiles se designan como Clase D según se define en NPR 8705.4. La selección descendente [ se necesita aclaración ] está prevista para el tercer trimestre del año fiscal 2020. [13] [ necesita actualización ]
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