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 acoplados porque las partículas aceleradas en la heliosfera interior juegan 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, [4] cuyo lanzamiento está programado actualmente para el 29 de abril de 2025. [2] IMAP será un satélite estabilizado por giro que rastreará al Sol en órbita alrededor del punto de Lagrange L1 Sol - Tierra con una carga útil científica de diez instrumentos. IMAP también transmitirá continuamente datos in situ en tiempo real que se pueden utilizar para la predicción del clima espacial .
Se trata de la quinta misión seleccionada en el programa Sondas Solares Terrestres , después de TIMED , Hinode , STEREO y MMS . [4]
La aceleración de partículas cargadas hasta alcanzar niveles altos de energía es algo común en todo el universo y se produce en estrellas , magnetosferas , agujeros negros , estrellas de neutrones , restos de supernovas y otros lugares. Los procesos precisos que se esconden detrás de esta aceleración no se comprenden bien. Existen partículas supratérmicas intermedias que tienen energías entre las partículas energéticas y el plasma térmico en masa . Comprender cómo se energizan estas partículas y forman la población semilla de partículas energéticas es uno de los temas científicos que IMAP investigará.
El viento solar y su campo magnético asociado han creado 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 neutrales del medio interestelar, porque 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 desplazarse hasta aproximadamente 1.500.000 km (930.000 mi) de la Tierra en dirección al Sol, en lo que se denomina el primer punto de Lagrange (L1). La nave espacial utilizará entonces la propulsión a bordo para introducirse en una órbita de Lissajous de aproximadamente 10° x 5° alrededor de L1, muy similar a la órbita del Advanced Composition Explorer (ACE). La misión base es de 3 años, pero todos los componentes desechables están diseñados para una vida útil de más de 5 años. [6]
IMAP es una nave espacial simple estabilizada por giro (~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 del Sol. En la órbita L1 de Lissajous , la cubierta trasera, con su antena de comunicaciones, apunta aproximadamente a la Tierra. [6]
Los diez instrumentos del 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 se muestran (panel superior) las fluencias de oxígeno medidas a 1 UA por varios instrumentos a bordo del Advanced Composition Explorer (ACE) durante un período de 3 años, con espectros de partículas representativos obtenidos para partículas solares energéticas graduales e impulsivas (SEP), regiones de interacción corrotatoria (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 e Interstellar Boundary Explorer (IBEX). (Panel central) SWAPI, CoDICE y HIT proporcionan distribuciones completas de composición, energía y ángulos para todas las principales especies de viento solar (núcleo y halo), iones de captación de fuentes interestelares e internas, iones supratérmicos, energéticos y acelerados de SEP, choques interplanetarios, así como ACR. SWE, CoDICE y HIT también proporcionan distribuciones angulares y de energía 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 con resolución de energía y ángulo de átomos ISN ( H , He , O , Ne y D) rastreados en >180° de longitud eclíptica y mapas globales con resolución de energía de ENA H y O. IMAP-Lo tiene herencia de IBEX-Lo en IBEX pero proporciona un poder de recolección mucho mayor. [6]
IMAP-Hi consta de dos generadores de imágenes ENA de alta energía, idénticos y de un solo píxel, que miden H, He y ENA más pesados de la heliosfera exterior . Cada generador de imágenes IMAP-Hi tiene un diseño muy similar al generador de imágenes ENA IBEX -Hi, pero incorpora modificaciones clave que permiten mejorar sustancialmente la resolución, el rango espectral y la potencia de recolección. El instrumento también incorpora un sistema de tiempo de vuelo (TOF) para la identificación de especies de ENA. [6]
El instrumento IMAP-Ultra captura imágenes de la emisión de ENA producidas en la heliopausa 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 Jupiter Energetic Neutral Imager (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 de Ultra con respecto a JENI son el uso de dos copias idénticas, una montada perpendicular al eje de giro de IMAP (Ultra90) y otra montada a 45° del eje de giro antisolar (Ultra45) para una mejor cobertura del cielo, y el uso de láminas de filtrado UV ligeramente más gruesas que cubren los MCP del plano posterior para reducir los fondos asociados con los fotones Lyman-α interestelares. [6]
El instrumento de viento solar y de iones captadores (SWAPI) mide los iones captadores de viento solar H + y He ++ y los iones captadores interestelares He + y H + (PUI). SWAPI es casi idéntico al instrumento de viento solar alrededor de Plutón (SWAP) de New Horizons . SWAPI es una simplificación de SWAP y, al eliminar el analizador de potencial retardador 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 desde 1 eV hasta 5 keV. SWE se basa en los instrumentos heredados 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 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) en 3D y el estado de carga iónica y la composición de masa de iones de ~0,5–80 keV/q. CoDICEHi utiliza el subsistema TOF/E común para medir la composición de masa y la dirección de llegada de iones de ~0,03–5 MeV/nuc y electrones de ~20–600 keV. [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 los iones de H a Ni en un rango de energía dependiente de la especie de ~2 a ~40 MeV/nuc. El 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) consiste en un par de magnetómetros de compuerta de flujo triaxial idénticos que miden el campo magnético interplanetario en 3D. Ambos magnetómetros están montados en un brazo de 1,8 m, uno en el extremo y el otro en una posición intermedia. Esta configuración, mediante gradiometría, reduce el efecto de los campos magnéticos de la nave espacial en las mediciones del instrumento al eliminar dinámicamente el campo de la nave espacial. Los MAG se basan en los magnetómetros de la Misión Multiescala Magnetosférica . [6]
El Interstellar Dust Experiment (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 cm2 [ 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 en Boulder . [7]
El GLObal Solar Wind Structure (GLOWS) es un fotómetro Lyman-α de un solo píxel que no genera imágenes y que se utilizará para observar la distribución del heliobrillo en el cielo y 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 entran al detector a través de un colimador con un deflector que restringe los fotones 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 ingresen a un detector de 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 realizar observaciones secuenciales de la estructura del viento solar desde ubicaciones separadas alrededor del Sol. Los recuentos de fotones Lyman-α de estas observaciones se pueden utilizar para construir una imagen más completa de la estructura del viento solar y cómo cambia a través de los ciclos solares.
El diseño y el montaje de GLOWS están a cargo del Centro de Investigación Espacial de la Academia Polaca de Ciencias , Varsovia, Polonia (CBK PAN). [8] [9]
[6]
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 mantenimiento de la semana, y realizar la medición de distancia de la nave espacial necesaria para la navegación. DSN se comunicará con el Centro de Operaciones de la Misión IMAP (MOC) en el 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 SOC de IMAP en LASP será responsable de todos los aspectos de las operaciones del instrumento: planificación, comando, monitoreo de salud y estado, respuesta a anomalías y mantenimiento de ingeniería para los instrumentos. El SOC también manejará el procesamiento de datos científicos (incluyendo calibración de datos, validación y análisis preliminar), distribución, archivo y 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 pronto 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 transferencias regulares de datos a la SPDF para que los datos puedan estar disponibles a través de su sitio web de Análisis Coordinado de Datos (CDAWeb). [6]
IMAP proporcionará datos meteorológicos espaciales críticos en tiempo real a través de su "Enlace Activo IMAP para Tiempo Real" o I-ALiRT. IMAP transmitirá continuamente un pequeño subconjunto (500 bit/s) de los datos científicos para I-ALiRT a las estaciones terrestres de apoyo en todo el mundo cuando no estén en contacto con la DSN. Durante los recorridos de la DSN, el sistema de vuelo incluye los datos meteorológicos espaciales en el flujo de datos científicos de velocidad completa, que el MOC recibe de la DSN y envía al SOC. En cualquier caso, el SOC procesa estas observaciones en tiempo real para crear los productos de datos requeridos por la comunidad meteorológica espacial. Los datos incluyen todos los parámetros importantes que actualmente proporciona Advanced Composition Explorer (ACE), pero a una cadencia significativamente mayor, y también incluyen varios parámetros clave nuevos. [6]
Esta es la quinta misión del programa de Sondas Solares Terrestres de la NASA . [10] La Oficina del Programa de Heliofísica en el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland , administra 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]
La misión tiene un costo límite de US$564 millones, 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] A abril de 2020, el costo total preliminar de la misión se estima entre US$707,7 millones y US$776,3 millones. [1]
La NASA planea incluir un anillo de Adaptador de Carga Secundaria EELV (ESPA) ( vehículo de lanzamiento desechable evolucionado ) Grande debajo de la nave espacial IMAP, que dará la oportunidad de que 4 o 5 cargas útiles secundarias viajen junto con el lanzamiento de 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 ranuras pueden ser utilizadas por otras divisiones en la Dirección de Misiones Científicas y algunas pueden ser utilizadas por otras agencias gubernamentales. Se compitió por dos oportunidades de ranuras para la División de Ciencias de Heliofísica como parte del Tercer Apéndice del Elemento del Programa de Aviso de Misiones Independientes de Oportunidad (SALMON-3), con propuestas para ambas antes del 30 de noviembre de 2018. La selección para los estudios de la Fase A debe anunciarse en 2019. [ necesita actualización ]
El anuncio de oportunidad para las misiones científicas de heliofísica de Opportunity (MoO) de 2018 incluyó la opción de proponer una misión pequeña completa (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 las MoO científicas. Las cargas útiles se designan como de clase D , tal como se define en NPR 8705.4. [12]
El anuncio de oportunidad para las misiones de demostración de tecnología de heliofísica (TechDemo) de 2018 solicitó propuestas de SCM para la demostración de vuelos espaciales de tecnologías innovadoras de nivel de preparación tecnológica (TRL) medio que permitan avances significativos en los objetivos y metas de la ciencia de la heliofísica de la NASA. Las investigaciones de TechDemo deben proponerse para el vuelo como una carga útil secundaria con la misión IMAP. Se pueden asignar hasta dos puertos en el anillo ESPA Grande para TechDemo. Las cargas útiles están designadas como Clase D según se define en NPR 8705.4. La selección descendente [ aclaración necesaria ] está prevista para el tercer trimestre del año fiscal 2020. [13] [ necesita actualización ]
Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .Este artículo incorpora texto de esta fuente, que se encuentra en el dominio público .