El Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager ( RHESSI , originalmente High Energy Solar Spectroscopic Imager o HESSI o Explorer 81 ) fue un observatorio de erupciones solares de la NASA . Fue la sexta misión del programa Small Explorer (SMEX), seleccionado en octubre de 1997 [1] [7] y lanzado 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 reingresó a la atmósfera de la Tierra a las 00:21 UTC del 20 de abril de 2023, 21 años después de su lanzamiento. [5]
El 29 de marzo de 2002, HESSI pasó a llamarse RHESSI en honor al Dr. Reuven Ramaty , un pionero en el área de la física solar de alta energía. RHESSI fue la primera misión espacial que recibió el nombre de un científico de la NASA. [8] RHESSI fue construida por Spectrum Astro para el Centro de Vuelos Espaciales Goddard y fue operada por el Laboratorio de Ciencias Espaciales en Berkeley, California . El investigador principal de 2002 a 2012 fue Robert Lin , quien fue sucedido por Säm Krucker. [9]
Toda la nave espacial giraba para proporcionar la modulación de señal necesaria. Los cuatro paneles solares fijos estaban diseñados para proporcionar el momento giroscópico suficiente para estabilizar la rotación sobre el vector solar. Esto eliminó en gran medida la necesidad de un control de actitud . Los detectores de instrumentos eran nueve cristales de germanio de alta pureza . Cada uno se enfriaba a temperaturas criogénicas mediante un crioenfriador mecánico. El germanio proporcionaba no solo detecciones por el 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 sobre los cristales de Ge en posiciones fijas conocidas.
El bus del satélite estaba formado por 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 proporcionaba soporte para el telescopio y otros componentes. Se fabricó con piezas de aluminio para que fuera ligera pero resistente. La plataforma del equipo tenía una estructura de panal 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, bandejas de rejilla, sistema de aspecto solar (SAS) y sistema de ángulo de balanceo (RAS). Fue construido, ensamblado, alineado y probado en el Instituto Paul Scherrer en Suiza . Las bandejas de rejilla delantera y trasera se unieron al tubo del telescopio. Mantenía la separación y alineación de las bandejas. Se montaron nueve rejillas en una bandeja de rejilla en cada extremo del tubo del telescopio. Los pares de rejillas modulaban la transmisión de las emisiones de rayos X y rayos gamma de las erupciones solares a través de los detectores a medida que 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 los Países Bajos . Las cuatro rejillas finas (redondas) fueron construidas por Thermo Electron Tecomet en Massachusetts . Todas las rejillas se caracterizaron tanto ópticamente como con rayos X en el Centro de Vuelo Espacial 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 que se colocaron detrás de los nueve pares de rejillas del telescopio. Estos cristales cultivados artificialmente, puros a 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 los rayos gamma entrantes en pulsos de corriente eléctrica. La cantidad de corriente era proporcional a la energía del fotón y se medía mediante una electrónica sensible diseñada 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 calificado para vuelo en el Centro de Vuelo Espacial Goddard. [11] Los mantuvo a la temperatura de funcionamiento requerida de −198 °C (−324,4 °F), o 75° por encima del 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 con resolución espacial y 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 espectroscopia 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 averiguar dónde se aceleran estas partículas y hasta qué energías. Esta información hará avanzar la comprensión de los procesos fundamentales de alta energía que están en el núcleo de los fenómenos de las llamaradas solares.
El objetivo científico principal de RHESSI fue 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 lugares de todo el Universo, desde las magnetosferas hasta las 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 espacial y la astrofísica .
Los procesos de alta energía de interés incluyen los siguientes:
Estos procesos implican:
Es imposible duplicar estas condiciones en los laboratorios de la Tierra .
La aceleración de los electrones se revela mediante rayos X duros y 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 solo 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.
Como los rayos X no se reflejan ni se refractan fácilmente, la obtención de imágenes con rayos X es difícil. Una solución a este problema es bloquear selectivamente los rayos X. Si se bloquean de una manera que depende de la dirección de los fotones entrantes, entonces puede ser 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 9 colimadores de modulación rotacional (RMC) en lugar de espejos y lentes. Cada RMC constaba de dos conjuntos de rejillas lineales de escala fina y muy espaciadas. A medida que la nave espacial giraba, estas rejillas bloqueaban y desbloqueaban cualquier rayo X que pudiera haber venido del Sol modulando la señal del fotón en el tiempo. La modulación se podía medir con un detector sin resolución espacial colocado detrás del RMC, ya que la información espacial ahora se almacenaba en el dominio del tiempo. El patrón de modulación a lo largo de media rotación para un único RMC proporcionó la amplitud y fase de muchos componentes espaciales de Fourier en un rango completo de orientaciones angulares, pero para un rango pequeño de dimensiones de fuente espacial. Múltiples RMC, cada uno con diferentes anchos de rendija, proporcionaron cobertura sobre un rango completo de tamaños de fuente de destellos. Luego se reconstruyeron imágenes a partir del conjunto de componentes de Fourier medidos en analogía matemática exacta a la radiointerferometría de línea base múltiple. RHESSI proporcionó una resolución espacial de 2 segundos de arco a energías de rayos X de ~4 keV a ~100 keV, 7 segundos de arco a ~400 keV y 36 segundos de arco para líneas de rayos gamma y emisión continua 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 de posición ni de imagen. Sin embargo, aún se pudo derivar una posición aproximada por el hecho de que los detectores tenían captadores delanteros y traseros. Además, los detectores cerca del estallido protegieron a los que estaban lejos del estallido. La comparación de las intensidades de la señal alrededor de los nueve cristales, y de adelante hacia atrás, proporcionó una posición aproximada y bidimensional en el espacio.
Al combinarse con las marcas de tiempo de alta resolución de los impactos del detector, la solución RHESSI se pudo comparar en tierra con otras naves espaciales en la IPN (Red Interplanetaria) para proporcionar una solución precisa. La gran área y las altas sensibilidades del conjunto de cristales de germanio hicieron de RHESSI un formidable componente de la IPN. Incluso cuando otras naves espaciales podían proporcionar ubicaciones de ráfagas, pocas podían proporcionar espectros de la ráfaga 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. Las cuadrículas proporcionaron entonces información completa, y RHESSI pudo proporcionar una ubicación precisa del GRB incluso sin correlación con la IPN.
El objetivo de RHESSI era obtener imágenes de alta resolución de las erupciones solares en rayos X y rayos gamma. Los rayos X y los rayos gamma cubrían un rango de energía de 3 keV-20 MeV con una resolución energética de aproximadamente 1 keV y una resolución espacial de solo unos pocos segundos de arco. La obtención de imágenes se realizó mediante un tubo de 45 × 170 cm (18 × 67 pulgadas) que contenía nueve pares (uno detrás del otro, espaciados a 1,5 m (4 pies 11 pulgadas) de rejillas de alambre de tungsteno o molibdeno de 9 cm (3,5 pulgadas) de ancho montadas en paralelo al eje de rotación del tubo que apuntaba al Sol. El tubo giraba sobre su eje mientras la nave espacial giraba a una velocidad de 15 rpm . Durante una rotación, un fotón de cualquier punto del Sol podía pasar a través de un par de rejillas o ser bloqueado por una u otra de las rejillas. Esto causaba una modulación de la intensidad de los fotones que emanaban de ese punto. La profundidad de modulación fue cero para los fotones que llegaban 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 criogénico de germanio (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, podía analizarse mediante Fourier para proporcionar un espectro espacial bidimensional completo de una región de fuente extendida en el Sol. El espectro espacial completo fue posible porque cada par de rejillas de alambre tenía un ancho de rendija, espaciado y espesor de alambre diferentes. La acumulación de datos fue de aproximadamente 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 dedicados. 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, en particular sobre los procesos de alta energía que se producen en ellas. Sus observaciones dieron lugar a numerosas publicaciones en revistas científicas y presentaciones en congresos. Hasta 2017, el satélite fue mencionado en 2474 publicaciones, libros y presentaciones. [13] La colección "High-Energy Aspects of Solar Flares: A RHESSI Inspired Monograph" [14] contiene revisiones de las investigaciones de RHESSI sobre erupciones solares 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 fue decayendo gradualmente debido al arrastre atmosférico.
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