Satélites de observación solar actualmente en órbita

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1 Satélites de observación solar actualmente en órbita (Illeana Gómez Leal) RESUMEN En este trabajo se presentan las principales características de las misiones espaciales operativas dirigidas al estudio del Sol. Se numeran los objetivos científicos más relevantes de cada misión, la órbita, la fecha de lanzamiento, las instituciones que la desarrollaron y controlan, la instrumentación y los descubrimientos más relevantes de cada misión. 1. INTRODUCCION La observación desde el espacio permite superar la limitación de los telescopios terrestres por la extinción atmosférica, desde los años 50 se han enviado satélites de observación solar al espacio, algunas de las más destacadas son Skylab en 1973, Solar Maximum Mission (SMM) en 1980 o la más reciente Yohkoh en Actualmente gracias al desarrollo de los detectores de estado sólido y al avance de las técnicas de formación de imágenes hay varios experimentos punteros en órbita que están revelando detalles hasta ahora desconocidos en Física Solar. 2. ULYSSES La misión espacial Ulysses tiene como objetivo principal explorar y caracterizar la heliosfera como función de la distancia y la latitud solar. La Agencia Espacial Europea (ESA) realizó el diseño y la construcción del satélite y dirige el grupo de operaciones, mientras que el lanzamiento, el seguimiento por radio y la gestión de datos están a cargo de la Administración Nacional de Aeronáutica y Espacio (NASA). Ulysses fue lanzada el 6 de octubre de 1990 y, sirviéndose del empuje gravitatorio de Júpiter, se sitúo fuera de la eclíptica en una órbita elíptica heliocéntrica con una latitud sur máxima de 2.3 UA. y norte de 2.1 UA. En principio se estableció como fecha de fin de misión el 30 de septiembre de 1995, fecha en que la nave completaría el primer ciclo alrededor del Sol, pero no será desconectado hasta primeros de abril de 2008 tras completar el tercer ciclo. Figura 1.- Órbita de Ulysses Figura 2.- Instrumentación de Ulysses

2 Ulysses consta de 11 instrumentos [11]: * Vector Helium Magnetometer (VHM ) y Flux Gate Magnetometer (FGM).- Son dos magnetómetros que miden la dirección y la fuerza del campo magnético en la heliosfera en un rango de Gauss. Gravitational Wave Experiment (GWE).- Mide el desplazamiento Doppler de la señal de radio en el satélite presuntamente producido por ondas gravitacionales. Unified Radio And Plasma wave experiment (URAP).- Experimento que mide ondas de plasma con frecuencias de radio de hasta 60 khz además de la densidad electrónica. Gamma-Ray Burst instrument (GRB).- Con un rango de 15 a 150 kev mide rayos gamma y X duros en fulguraciones solares. Solar Corona Experiment (SCE).- Mide la densidad, velocidad y turbulencia tanto en la corona como en el viento solar usando las señales de radio del satélite. Cosmic ray and Solar Particle Instrument (COSPIN).- Registra partículas solares y rayos cósmicos, detectando iones con energías de 0.3 a 600 MeV y electrones con energías de 4 a 2000MeV. Energetic Particle Composition (EPAC) y Interstellar Gas instrument (GAS).- Miden la cantidad de átomos de He y la composición de iones con un rango de energías de 80 kev a 15 MeV en la región de transición, en la corona y en el gas interestelar. *Heliosphere Instrument for spectra, composition and anisotropy at low energies (HISCALE).- Obtiene el espectro, la composición y la anisotropía en la heliosfera, detectando iones con energías de 50 kev a 5 MeV y electrones con energías de 30 a 200keV. *Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS).- Espectrómetro que mide temperatura, composición iónica y velocidad media de los iones del viento solar. *Solar-Wind Observations Over the Poles of the Sun instrument (SWOOPS).- Estudia el viento solar sobre los polos. Mide iones con energías entre 237 ev y 35 kev y electrones de 1 a 860 ev. *DUST.- Detecta partículas de polvo interestelar con masas entre y kg. Ulysses ha conseguido medir por primera vez el campo magnético en los polos solares y estudiar en profundidad las componentes y el origen de del viento solar [1], [2], [10]. 3. Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) SOHO estudia el Sol en tres frentes: dinámica del interior, el calentamiento de la corona y el origen viento solar. Al igual que Ulysses, es una cooperación entre ESA, que diseña y construye el satélite, y NASA, que lo lanza y opera. Fue lanzado el 2 de Diciembre de 1995, con una vida estimada de 4 años pero aún sigue funcionando. Está situado en el punto de Lagrange L1 pudiendo observar el Sol durante las 24 horas del día. Consta de 12 instrumentos: Instrumentos de Heliosismología *Global Oscillations at Low frecuencies device. (GOLF), desarrollado por Institut d'astrophysique Spatiale, Francia.- Instrumento que mide la velocidad de las oscilaciones globales a baja frecuencia, modos p y g, entre (10-7 y 10-2 Hz), midiendo la velocidad media en la línea de visión en la superficie solar. Tiene una sensibilidad de 1mm/s para frecuencias mayores de 2x10-7..

3 Una de sus características es que posee un pequeño campo magnético modulable que permite medir la pendiente de las alas de las líneas de absorción, calibrar el instrumento y corregir de la señal de fondo solar producida por los efectos de las regiones magnéticamente activas. *Michelson Doppler Imager and Solar Oscillations Investigation (MDI/SOI), desarrollado por Stanford University, EEUU.- Mide la velocidad de las oscilaciones acústicas y obtiene magnetogramas con gran resolución basándose en el efecto Doppler. Figura 3.- Instrumentos en SOHO *Variability of solar Radiance and Gravity Oscillations instrument (VIRGO), diseñado por Institut d'astrophysique Spatiale, Francia.- Detecta fluctuaciones en el brillo solar a 402, 500 y 862 nm. Tiene dos radiómetros, un fotómetro para medir la irradiancia solar y un detector de oscilación lumínica a 500nm. Instrumentos Coronales: *Coronal Diagnostics Spectrometer (CDS) diseñado por Rutherford Appleton Laboratory, UK.- Espectrómetro que obtiene la temperatura ( K) y densidad de los gases en la corona. Tiene una Point Spread Function (PSF) de 2 y una resolución temporal de 1s. Figura 4.- Erupción solar en HeII (30.4 nm), SOHO. *Extreme-ultraviolet Imaging Telescope (EIT) diseñado por NASA/Goddard Space Flight Center, EEUU.- Telescopio que opera en el rango ultravioleta extremo. Obtiene imágenes del disco solar de la cromosfera y la corona en las líneas HeII (30.4 nm), FeIX (17.1 nm), FeXII (19.5 nm), FeXV (28.4 nm). *Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation instrument (SUMER), desarrollado por Max Planck Institute for Solar System Research, Alemania.- Obtiene la temperatura, densidad y velocidad de gases en la cromosfera y la corona en un rango en el ultravioleta de 50 a 160 nm. *Large Angle Spectrometric Coronograph (LASCO), desarrollado por Naval Research Laboratory, EEUU y Max Planck Institute for Solar System Research, Germany.- Coronógrafo y espectrómetro de Fabry-Perot que obtiene imágenes que revelan la actividad en la corona, la masa, el momento y la energía solar entre 1.1 y 3 radios solares en luz visible. *Ultraviolet Coronograph Spectrometer (UVCS) diseñado por Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, EEUU.- Coronógrafo y espectrómetro que mide

4 temperaturas y velocidades de átomos de hidrógeno, iones de oxígeno, etc... en la corona, entre 1.3 y 10 radios solares y en el rango ultravioleta. *Solar Wind Anisotropies device (SWAN) diseñado por FMI, Finlandia. and Service d'aeronomie, Francia.- Mide variaciones temporales y de latitud en el viento solar mediante la línea espectral Lyα. Instrumentos para medir el Viento Solar in situ Figura 5.- Configuración instrumental de TRACE *Charge Element and Isotope Analysis system (CELIAS) diseñado por Universitat Bern, Suiza.- Mide composición y distribución energética de las partículas del viento solar. *Comprehensive Suprathermal and Energetic particle analyzer (COSTEP) desarrollado por Universidad de Kiel, Alemania.- Obtiene la distribución energética de protones, iones de He ( MeV) y electrones (0.04-5MeV). *Energetic Relativistic Nuclei and Electron experiment (ERNE), diseñado por University of Turku, Finlandia.- Mide composición isotópica y distribución de energía de protones e iones relativistas ( MeV) y electrones (5-60MeV). Con SOHO se han realizado grandes avances en física solar gracias a su gran resolución angular (1.3-4 ) y gran resolución espectral ( res, CDS) ( res, SUMER). Se han detectado por primera vez microfulguraciones, estructura detallada de agujero coronal, espículas, componentes del viento solar, etc...[3],[4]. 4. Transition Region and Coronal Explorer (TRACE) TRACE, Explorador de la Región Transición y de la Corona, es una misión de NASA para estudiar la corona y la región de transición a Figura 6.- Limbo Solar en 17.1 nm por TRACE gran resolución angular y temporal. Pensada para una duración de un año, fue lanzada el 2 de abril de 1998 y aún sigue operativa. Está situada una órbita alta a 725 km y orbitando fuera de la eclíptica alrededor de la Tierra pudiendo observar el Sol continuamente. TRACE consta de un único telescopio que toma imágenes con un campo visual de 8.5 x 8.5. Mediante recubrimientos en los espejos primario y secundario permite observar líneas espectrales estrechas en UV en el rango (28-250) nm: FeXV (28.4 nm), FeXII (19.5 nm), FeIX (17.1 nm) sensibles a la temperatura coronal, mientras que mediante filtros se puede observar Lyα, CIV y el continuo ultravioleta, sensibles a temperaturas típicas de la fotosfera, cromosfera y de la zona de transición, además dispone de un bvcbzcvbzcvbzcvb

5 magnetómetro. Tiene una resolución espacial de 1 y una resolución temporal de 1s. Está diseñada para trabajar junto a SOHO y aprovechar la buena resolución espectral de éste. TRACE ha logrado estimar posibles mecanismos del calentamiento de la corona solar [5] y ha permitido la observación de microfulguraciones [6], posible mecanismo de calentamiento de la corona solar, y el descubrimiento de ondas ultrasónicas con periodo de 10 s. 5. Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) las líneas de rayos gamma por vez primera a lo largo de un rango espectral de energías es de 3keV a 20 MeV, con una resolución temporal es de 10 ms. Lo cual es importante para poder estudiar fenómenos transitorios y determinar las abundancias de iones en las fulguraciones. La actividad del plasma donde ocurren las fulguraciones ha de ser obtenida con otros telescopios que operen en rayos X blandos, ultravioleta y óptico. RHESSI fue lanzada el 5 de febrero de 2002 y situada en una órbita de altitud baja a 600 km inclinada 38º respecto del ecuador terrestre. Tiene un único instrumento, un espectrómetro de imagen que puede registrar grabación de imagen con alta resolución angular, espectral y temporal. De hecho, tiene la mejor resolución angular y espectral conseguida en gamma hasta la fecha para un satélite espacial. Utiliza modulación temporal con colimadores rotacionales de tungsteno como técnica de formación de imagen. Posee dos instrumentos de control, Solar Aspect System (SAS) que determina la dirección del centro solar hasta 1.5 y Roll Angle System (RAS) que determina el ángulo de rotación con una precisión de 3. Tiene una resolución angular de 2 a 100 kev, 7 a 400 kev y 36 para energías superiores a 1MeV. Figura 7.- Satélite RHESSI RHESSI es una misión espacial de NASA. El principal objetivo científico de RHESSI es estudiar la aceleración de partículas y la energía liberada en las fulguraciones solares. El calentamiento repentino del material de la cromosfera, llamado evaporación cromosférica, emite en rayos X blandos (~3keV). La deceleración de electrones durante la evolución de la fulguración produce radiación bremsstrahlung emitiendo en rayos X duros, mientras que para protones e iones emite en rayos gamma por reacciones nucleares producidas al chocar los iones contra el plasma. Posee un campo de visión de 1º con el cual se puede ver todo el disco solar (32 x 32 ). La fina resolución angular de 2 permite resolver Figura 8.- Fulguración solar por RHESSI ( )

6 Usa detectores de Ge para conseguir una buena resolución espectral: 1keV a 1 MeV y 5keV a 20MeV. RHESSI ha conseguido medir fuentes dobles de rayos X duros y blandos que muestran los pies de fulguraciones solares y dan evidencia de reconexión magnética y aceleración de partículas [7] sino también microfulguraciones [6]. 6. HINODE (SOLAR-B) La misión Hinode ( amanecer en japonés) ha sido desarrollada y lanzada por la Agencia Japonesa de Exploración Espacial (JAXA) en colaboración con NASA y el Consejo de Instalaciones Científicas y Tecnológicas (STFC) británico, es operada por ESA y el Centro Espacial Noruego (NSC). Fue lanzada el 22 de septiembre de 2006 a una órbita polar, permitiendo observar el Sol en todo momento y al pasar sobre el mismo punto de la superficie terrestre aproximadamente a la misma hora del día, hace más fácil la recogida de datos desde Tierra. Hinode estudia los mecanismos que dan origen y la variabilidad del campo magnético solar, así como la interacción del mismo con la corona y con el medio interplanetario en su conjunto. Observa diversos fenómenos: la creación y destrucción de campo magnético, la modulación con el ciclo solar de la luminosidad en los rangos óptico, ultravioleta y rayos X, además de la erupción y expansión de la atmósfera solar íntimamente relacionada con la reconexión magnética. Tiene tres instrumentos: variación en intensidad y movimientos de la fotosfera. *Extreme-ultraviolet Imaging Spectrometer (EIS).- Espectrómetro en el ultravioleta extremo (25 nm -29 nm) con una resolución angular de 2. Obtiene imágenes monocromáticas, líneas espectrales, así como ensanchamientos y desplazamientos Doppler con una precisión de 10 km/s. Lo que permite observar velocidades en el plasma. Gracias a los recubrimientos multicapa de la red de difracción y dos CCD retro-iluminadas se pueden observar en dos rangos de longitud de onda simultáneamente. Figura 8.- Instrumentación en HINODE Solar Optical Telescope (SOT).-Telescopio en el rango visible con una apertura de 50 cm, una resolución angular de 0.25 y una resolución temporal de 5 min. Obtiene series temporales de imágenes limitadas solo por difraccion debido a la alta resolucion angular en el rango nm. Las imágenes se obtienen bajo condiciones de alta estabilidad conseguida gracias a un diseno estructural especifico y a un sistema activo de estabilizacion. Lo que permite ver la Figura 9.- Microfulguración registrada por HINODE

7 *X-Ray Telescope (XRT).- Es un telescopio de rayos X de incidencia rasante. Toma imágenes en rayos X blandos (0.2nm -6 nm) con una resolución angular de 1 a 2.5, lo que permite observar la parte inferior de la corona con temperaturas entre 0.5 a 14 millones de grados K. Como característica propia permite el ajuste del foco desde Tierra. El plano focal imagen está muy curvado, por ello ajustando el foco se pueden obtener imágenes con una resolución máxima en el eje óptico y una degradación rápida fuera del eje o una resolución uniforme en todo el campo de visión. bidimensional del fenómeno. STEREO usa visión estereoscópica para obtener imágenes tridimensionales mediante dos telescopios gemelos, técnica nunca antes utilizada en satélites espaciales. STEREO fue lanzada el 25 de octubre de 2006, mediante el impulso gravitatorio lunar se redirigió cada telescopio a su órbita de observación solar: STEREO-A en el punto lagrangiano L4 a UA precediendo a la Tierra y STEREO-B en L5 a 0.96 UA SOT a permitido observar gránulos pequeños por primera vez gracias a su alta resolución angular de XRT ha registrado microfulguraciones [6]. EIS junto con MDI de SOHO ha establecido los posibles orígenes de la componente lenta del viento solar. 7. Solar-TErrestrial RElations Observatory (STEREO) STEREO es una misión espacial de NASA que estudia el origen y evolución las ejecciones de masa coronal (CMEs) para mejorar su predicción. En misiones previas como SOHO se utilizaron coronógrafos que dan una visión Figura 10.- Instrumentación en STEREO Figura 10.- Órbitas de STEREO persiguiéndola. Para poder seguir a la Tierra a la misma velocidad, STEREO-A tiene que estar en una órbita ligeramente más cercana al Sol mientras que STEREO-B se situa en una órbita más lejana. Cada año se separan 45º entre sí, así que tras dos años de misión están separadas 90º. Mantener una configuración tan compleja conlleva grandes dificultades técnicas. Durante 2007 el apuntado no era perfecto y la imagen de los limbos este y oeste era defectuosa, es en estas zonas donde se pueden localizar mejor las CMEs. Hay que añadir dificultades de formación de imágenes por hallarse a distinta distancia del Sol, la imagen de STEREO-A es más grande que la de STEREO-B, la rotación también es diferente, hay que alinear horizontalmente ambas imágenes y colocar el ecuador solar en la horizontal, lo cual puede corregirse durante la reducción, que ha de hacerse separadamente para cada imagen y cada longitud de onda y no con un programa de alineamiento automático usual, pues estos alinean tomando la distancia media con lo que

8 capas inferiores pueden parecer más cercanas que capas superiores al no establecer una condición entre capas. STEREO estudia cambios en el campo magnético solar, la evolución de las CMEs a través de la heliosfera, la ejección de partículas por CMEs para obtener un modelo evolutivo tridimensional del campo magnético y de la temperatura, densidad, velocidad y estructura del viento solar [9]. Para ello consta de cuatro grupos de instrumentos: *STEREO/WAVES. (SWAVES).- Es un receptor ondas de radio y plasma que registra explosiones de radio de tipo II y III, visualizando su evolución y estructura en tres dimensiones. Esta constituído por 3 antenas separadas entre sí 6m y un sistema de amplificadores, receptores y procesador, logrando cubrir un rango espectral de 10kHz a 16 MHz. Obteniendo perfiles radiales mediante espectroscopía de imagen de puede medir la densidad y la velocidad de la ejección. *In-situ Measurements of Particles and Cmes Transients Investigation (IMPACT).- Se divide en dos grandes grupos de instrumentos: -Solar Energetic Particles (SEP) package.- Es un conjunto de 4 instrumentos que miden energía, densidad de flujo y composición de las partículas ejectadas en un rango de 10 khz a 100 MHz. El Telescopio Solar de Electrones y Protones (SEPT), desarrollado por la universidad de Kiel, es un detector doble de estado sólido. Mediante un imán se drenan las partículas del detector y una capa de paratileno en la zona de detección de electrones hace de filtro impidiendo el paso de protones. El Telescopio de iones supratermales (SIT), desarrollado por la Universidad de Maryland, es un espectrómetro de masas que mide la composición de las partículas. El telescopio de bajas energías (LET), desarrollado por Caltech, es un conjunto de 14 detectores de iones con un rango espectral de 1.5 a 30 MeV. El telescopio de altas energías (HET), también diseñado por Caltech, mide electrones hasta 5MeV e iones hasta 100MeV. - Boom Suite.- Son tres instrumentos separados : Un analizador de electrones en el viento solar (SWEA), un telescopio de electrones supra-termales (STE) y un magnetómetro (MAG). Están montados en un mástil, MAG está a 3 m de la nave, SWEA está al final del mástil a 4.5 m. *PLAsma and SupraThermal Ion and Composition experiment (PLASTIC).- Es un espectrómetro de masas que se basa en deflexión electrostática, medidas de energía, tiempo de vuelo, posición y post-aceleración para determinar los parámetros y la composición del viento solar y de los iones supra-termales en un rango de keV. *Sun-Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (SECCHI).- Es un conjunto de 4 instrumentos: un detector en el ultravioleta extremo (EUVI) en un rango de 17.1 a 30.4 nm y una resolución de 1.6. Dos coronógrafos en luz blanca: COR1 el primero en estudiar la corona a radios solares, y COR2 a 2-15 radios solares, similar a LASCO/C3 pero con una resolución angular 5 veces superior y una resolución temporal 3 veces superior. Y el primer coronógrafo heliosférico (HI) a radios solares en un rango de nm. Figura 11.- Imagen 3D- STEREO en 28.4 nm

9 8. CONCLUSIONES El Sol puede ser explorado en multitud de longitudes de onda, desde oscilaciones acústicas en su interior que causan oscilaciones lumínicas por efecto Doppler en la fotosfera a ejecciones de partículas al medio interplanetario. Las últimas misiones espaciales se han concentrado principalmente en los fenómenos explosivos solares causados por reconexión magnética y en el estudio de la corona y la heliosfera en todos los rangos posibles del espectro. Los nuevos detectores de germanio usados en RHESSI e HINODE logran un gran mejora en resolución espectral, angular y temporal, logrando detectar detalles clave para el estudio del Sol. Gracias a esto se han conseguido grandes avances como la detección de microfulguraciones y microgránulos, con alta resolución angular, el estudio del comportamiento del campo magnético, de los fenómenos de la corona y el viento solar. Referencias [1] Rodriguez, L., et al ApJ Issue 673, nº1, pp [2] Lucek et al. 1998, ApJ, vol 507, Issue 2, pp [3] Patsourakos, S., & Vial, J. C., Solar Encounter: The First Solar Orbiter Workshop May (ESA SP-493, sept 2001) [4] Hassler D. M., ASP Conference Series vol 265. [5] Schmeltz et al ApJ letters, vol 660, pp L157-L160 [6] Hannah I.G., et al A&A 481, pp L45-L48 [7] Liu W. Et al. ApJ 676, Issue 1, pp [8] Buechner J ASPC vol 369, p 407 [9] Feng L., et el ApJ vol 671 nº2, pp L205- L208 [10] Wenzel K.P A&A Suppl. Ser., vol 92, [11] Domingo V Solar Physics vol 162: 1-37, 1995