Átomo neutro energético

La obtención de imágenes de átomos neutros energéticos ( ENA ) es una tecnología utilizada para crear imágenes globales de fenómenos que de otro modo serían invisibles en las magnetosferas de los planetas y en toda la heliosfera . ^[1]

Las partículas cargadas ( protones , electrones y varios núcleos ) emitidas por el viento solar son la base del medio interestelar . Estas partículas cargadas tienen la capacidad de ser redirigidas por campos magnéticos como el campo magnético que rodea la Tierra . Ocasionalmente, las partículas cargadas dentro del plasma del viento solar colisionarán con átomos neutros . Esta colisión da como resultado que la partícula previamente cargada se convierta en un átomo con carga neutra. Debido a la pérdida de carga , el átomo ya no experimenta atracción magnética mientras mantiene su atracción gravitatoria y velocidad . Estos átomos son átomos neutros energéticos y la detección de estos átomos se puede reconstruir para construir imágenes ENA. ^[2]

La magnetosfera de la Tierra preserva su atmósfera y protege la vida en la Tierra de la radiación que daña las células . Esta región del " clima espacial " es el sitio de las tormentas geomagnéticas que interrumpen los sistemas de comunicaciones y plantean riesgos de radiación para los seres humanos que viajan en aviones (a gran altitud y latitud) o en naves espaciales en órbita. Los sistemas meteorológicos geomagnéticos han tardado en beneficiarse de las imágenes satelitales que se dan por sentadas en la predicción meteorológica y la física espacial porque sus orígenes en la frecuencia del plasma magnetosférico presentan el problema añadido de la invisibilidad. ^[1]

La heliosfera protege al Sistema Solar de la mayoría de los rayos cósmicos , pero está tan alejada que sólo una técnica de imagen como la de ENA revelará sus propiedades. La estructura de la heliosfera se debe a la interacción entre el viento solar y el gas frío del medio interestelar local . ^[2]

La creación de ENA a partir del plasma espacial se había previsto, pero su descubrimiento fue deliberado y fortuito. Si bien se hicieron algunos esfuerzos iniciales para detectarlos, sus características también explicaron los hallazgos inconsistentes de los detectores de iones en regiones en las que se esperaba que hubiera poblaciones bajas de iones. Los detectores de iones se utilizaron para realizar más experimentos de detección de ENA en otras regiones con bajos niveles de iones. ^[2] Sin embargo, el desarrollo de detectores de ENA dedicados implicó superar obstáculos significativos tanto en el escepticismo como en la tecnología. ^{[1] [3]}

Aunque las ENA se observaron en el espacio desde la década de 1960 hasta la de 1980, ^[2] la primera cámara ENA dedicada no voló hasta 1995 en el satélite sueco Astrid-1 , ^[4] para estudiar el viento de la magnetosfera de la Tierra.

En la actualidad, los instrumentos dedicados a la ENA han proporcionado imágenes magnetosféricas detalladas de Venus , Marte , Júpiter y Saturno . Las imágenes ENA de Saturno de Cassini revelaron una magnetosfera única con interacciones complejas que aún no se han explicado por completo. ^[1] Las tres cámaras ENA dedicadas de la misión IMAGE observaron la magnetosfera de la Tierra entre 2000 y 2005 ^[5], mientras que la misión TWINS , lanzada en 2008, proporciona imágenes ENA estéreo de la magnetosfera de la Tierra utilizando imágenes simultáneas de dos satélites. ^[6]

Las primeras imágenes del límite de la heliosfera, publicadas en octubre de 2009, fueron tomadas por los instrumentos ENA a bordo de las naves espaciales IBEX y Cassini, y desafían las teorías existentes sobre la región de la heliosfera. ^{[5] [7]}

El ion más abundante en el plasma espacial es el ion hidrógeno , un protón desnudo sin electrones excitables que emitan fotones visibles. La visibilidad ocasional de otros iones de plasma no es suficiente para fines de obtención de imágenes. ^[1] Los ENA se crean en colisiones de intercambio de carga entre iones de plasma solar calientes y un gas de fondo neutro frío. Estos procesos de intercambio de carga ocurren con alta frecuencia en las magnetosferas planetarias y en el borde de la heliosfera . ^[8]

En una colisión de intercambio de carga entre un ion de plasma de alta energía y un átomo neutro frío, el ion "cede" electrones al átomo neutro, lo que produce un ion frío y un átomo neutro energético (ENA). Esta reacción química se puede describir como:

Yo ₁ ⁺ + A ₂ → A ₁ + Yo ₂ ⁺

donde I ₁ ⁺ es el ion de plasma, A ₂ es un átomo neutro de fondo de baja energía, A ₁ es el átomo neutro energético (ENA) e I ₂ ⁺ es el ion de menor energía.

Las especies 1 y 2 en esta reacción de intercambio de carga pueden ser las mismas, como en los intercambios de carga protón-hidrógeno: ^[2]

H ⁺ + H → H + H ⁺
Además, durante la reacción ion/neutro pueden intercambiarse múltiples electrones. Un ejemplo de esto es el intercambio de carga alfa-helio: ^[2]
He ²⁺ + He → He + He ²⁺

Debido a su neutralidad de carga , el ENA producido en esta reacción solo está sujeto a fuerzas gravitacionales. Esto contrasta con las partículas cargadas (iones, protones o electrones) dentro de los plasmas que también están sujetos a fuerzas electromagnéticas. Las influencias gravitacionales generalmente se pueden ignorar en plasmas espaciales, por lo que es común asumir que el ENA conserva el momento vectorial del ion de plasma original previo a la interacción. ^[2]

Algunas ENA se pierden en posteriores intercambios de carga, colisiones de electrones y fotoionización y polarización, pero una gran cantidad viaja distancias muy largas en el espacio completamente sin perturbaciones. ^[8]

Aunque la recombinación de plasma y la aceleración de átomos neutros por la gravitación solar también pueden contribuir a una población de ENA bajo ciertas condiciones, la principal excepción a este escenario de creación es el flujo de gas interestelar, donde las partículas neutrales del medio interestelar local penetran la heliosfera con una velocidad considerable, lo que las clasifica también como ENA. ^[8]

Las erupciones solares y las eyecciones de masa coronal (CME) son el resultado de erupciones en la superficie del Sol, que pueden proporcionar otra fuente de ENA. La nave espacial STEREO detectó átomos de hidrógeno neutros con energías en el rango de 2 a 5 MeV en la llamarada/CME SOL2006-12-05. ^{[10] [11]} Estas partículas no fueron detectadas con un instrumento diseñado para ver ENA, pero había suficientes datos auxiliares para que la observación fuera bastante inequívoca.

Acelerar las ENA sin ionizarlas sería difícil, por lo que se interpretó que las ENA observadas eran el resultado del intercambio de carga entre partículas energéticas solares (SEP) emitidas desde la llamarada/CME con átomos de helio en el viento solar. Luego se produjo un intercambio de carga entre los protones SEP extremadamente rápidos y los átomos de helio del viento solar más lentos, para crear los átomos de hidrógeno altamente neutros y los iones de helio más lentos. Las ENA resultantes se propagaron a través del espacio sin estar obligadas a seguir la espiral de Parker , por lo que se observaron cerca de la Tierra antes que los iones de helio que se crearon en esta reacción. Este evento, que ocurrió en 2006, fue la primera observación de ENA producidas por erupciones solares.

Las colisiones de intercambio de carga entre protones e hidrógeno suelen ser el proceso más importante en el plasma espacial, ya que el hidrógeno es el componente más abundante tanto en los plasmas como en los gases de fondo. El intercambio de carga de hidrógeno se produce a velocidades muy altas que implican poco intercambio de momento , por lo que los ENA resultantes viajan a altas velocidades.

En general, sólo unas pocas especies son importantes para la formación de ENA, a saber, hidrógeno, helio , oxígeno y azufre :

• El hidrógeno atómico domina el entorno de partículas neutras de la Tierra desde altitudes de 600 kilómetros (370 millas) a 1000 kilómetros (620 millas). Esta variación de altitud se produce a medida que el ciclo solar varía desde el mínimo solar hasta el máximo solar .
• Los vientos interestelares y solares están compuestos principalmente de protones (H+), y el viento solar también contiene aproximadamente un 5% de partículas alfa (He ²⁺ ).
• El plasma magnetosférico planetario se compone principalmente de protones con algo de helio y oxígeno.
• El helio y el oxígeno también son especies importantes en la magnetosfera interior de la Tierra, particularmente en las regiones de salida ionosférica .
• La magnetosfera de Júpiter también contiene iones de azufre, debido a la actividad volcánica de su luna Ío . ^[2]

Los gases neutros correspondientes a estas regiones del espacio son:

• La geocorona para el viento de la magnetosfera terrestre.
• Una exosfera planetaria para una magnetosfera planetaria
• el medio interestelar local en la región límite de la heliosfera en el choque de terminación y la heliopausa . ^[8]

Las ENA se encuentran en todas partes en el espacio ^[2] y son directamente observables a energías de 10 eV a más de 1 M eV . ^[8] Sus energías se describen más con referencia a los instrumentos utilizados para su detección que a sus orígenes.

Ningún analizador de partículas puede cubrir todo el intervalo de energía desde 10 eV hasta más de 1 M eV . Los instrumentos de ENA se dividen aproximadamente en aquellos que pueden detectar energías bajas, medias y altas en grupos superpuestos que pueden ser arbitrarios y variar de un autor a otro. Los rangos de energía baja, media y alta de un autor se muestran en el gráfico ^[8] junto con los rangos de energía de los tres instrumentos a bordo del satélite IMAGE:

• un instrumento de alta energía, HENA, que mide entre 10 y 500 Kev de energía para estudiar la corriente de anillo de la Tierra ;
• un instrumento ENA mediano, MENA que mide entre 1 y 30 Kev para estudiar la capa de plasma ; y
• un instrumento de baja ENA que mide entre 10 eV y 500 eV para estudiar la fuente ionosférica de iones que fluyen desde el casquete polar . ^[12]

Los átomos se consideran generalmente ENA si tienen energías cinéticas de gases claramente superiores a las que pueden alcanzar las atmósferas planetarias termodinámicas típicas , que suelen ser superiores a 1 eV. Esta clasificación es algo arbitraria, ya que está impulsada por los límites inferiores de la instrumentación de medición de ENA. Las limitaciones del extremo superior están impuestas tanto por las técnicas de medición como por razones científicas. ^[8]

Las magnetosferas se forman por el flujo de plasma del viento solar alrededor de planetas con un campo magnético intrínseco ( Mercurio , Tierra , Júpiter , Saturno , Urano y Neptuno ), aunque los planetas y lunas que carecen de campos magnéticos a veces pueden formar estructuras de plasma similares a las magnetosferas . ^[2] Las ionosferas de planetas débilmente magnetizados como Venus y Marte crean corrientes que desvían parcialmente el flujo del viento solar alrededor del planeta. ^[1] Se han observado ENA en una variedad de magnetosferas planetarias en todo el Sistema Solar.

Aunque la fluctuación del plasma magnetosférico tiene densidades muy bajas (por ejemplo, cerca de la luna Europa de Júpiter , las presiones del plasma son de aproximadamente 10 ⁻¹³ bar, en comparación con 1 bar en la superficie de la Tierra), ^[13] y son responsables de la dinámica y las emisiones magnetosféricas. Por ejemplo, las tormentas geomagnéticas crean graves perturbaciones en los sistemas de comunicaciones por cable, los sistemas de navegación y los sistemas de distribución de energía de la Tierra.

La fuerza y ​​la orientación del campo magnético con respecto al flujo del viento solar determinan la forma de la magnetosfera. Normalmente está comprimida en el lado diurno y alargada en el lado nocturno. ^[8]

El campo magnético de la Tierra forma una cavidad magnética dentro del viento solar. Las partículas energéticas en esta región del espacio pueden tener importantes efectos sobre el clima espacial , incluidos daños a los satélites que orbitan alrededor de la Tierra y presentar peligros para los astronautas. Las imágenes de ENA son importantes para comprender la dinámica de estas partículas energéticas, lo que luego permite mitigar estos efectos del clima espacial.

El primer instrumento dedicado a la ENA se lanzó en un cohete sonda Nike-Tomahawk desde Fort Churchill , Manitoba , Canadá . A este experimento le siguió el lanzamiento de un instrumento similar en un cohete sonda Javelin en 1970 a una altitud de 840 kilómetros (520 millas) en la isla Wallops frente a la costa de Virginia . En 1972 y 1973, la presencia de señales de la ENA explicó las inconsistencias en las mediciones de los satélites IMP-7 y 8. ^[2]

Los datos de ENA del satélite ISEE 1 de la NASA/ESA permitieron la construcción de la primera imagen global de la corriente del anillo temporal de la tormenta en 1982. Este fue un gran avance que allanó el camino para el uso de ENA como una poderosa técnica de obtención de imágenes. Las ENA también fueron detectadas durante la tormenta magnética de 1982 por el instrumento SEEP en la nave espacial S81-1 de la NASA. En 1989, la población de átomos de hidrógeno exosféricos alrededor de la Tierra fue estudiada en profundidad por el satélite Dynamic Explorer (DE-1) de la NASA. ^[2]

En 1991, el satélite CRRES de la NASA llevó a bordo un instrumento con un canal dedicado a la detección de partículas enanas de alta energía . En 1992, la nave espacial NASA/ISAS GEOTAIL, dedicada a la observación astronómica de la magnetosfera terrestre, lanzó un instrumento de partículas de alta energía más sofisticado . Las partículas enanas precipitantes se pueden estudiar desde una órbita terrestre baja y se midieron "mirando hacia afuera" mediante el CRRES y los satélites suecos ASTRID de 1995. ^[2]

El nuevo milenio fue testigo del auge de la tecnología ENA Imaging. Entre 2000 y 2005 se realizaron observaciones extensas y detalladas de la magnetosfera terrestre con tres instrumentos ENA a bordo de la misión IMAGE de la NASA. ^[5] En julio de 2000, se tomó un conjunto de imágenes ENA de la corriente de anillo de la Tierra durante una tormenta geomagnética (véase la imagen en la parte superior de la página). La tormenta fue provocada por una rápida eyección de masa coronal que surgió del Sol el 14 de julio de 2000 y llegó a la Tierra al día siguiente.

La misión TWINS de la NASA (dos espectrómetros de átomos neutros de gran angular ) lanzada en 2008 proporciona la capacidad de obtener imágenes estereoscópicas de la magnetosfera. Al obtener imágenes de los ENA en un amplio rango de energía (~1–100 KeV) utilizando instrumentos idénticos en dos naves espaciales de gran altitud e inclinación muy espaciadas, TWINS permite la visualización tridimensional y la resolución de estructuras y dinámicas a gran escala dentro de la magnetosfera. ^[6]

Las magnetosferas de otros planetas han sido estudiadas mediante naves espaciales que las han sobrevolado, orbitadores, módulos de aterrizaje y observaciones desde la Tierra. ^[2]

En febrero de 2009, el instrumento SARA LENA de la ESA a bordo del Chandrayaan-1 de la India detectó ENA de hidrógeno expulsados ​​de la superficie lunar por protones del viento solar. Las predicciones habían sido que todos los protones que impactaran serían absorbidos por el regolito lunar pero, por una razón aún desconocida, el 20% de ellos rebotaron como ENA de hidrógeno de baja energía. Se ha planteado la hipótesis de que los protones absorbidos pueden producir agua e hidroxilos en interacciones con el regolito. ^{[14] [15]} La Luna no tiene magnetosfera.

La misión BepiColombo de la ESA, lanzada en 2018, incluye instrumentos ENA para avanzar en su objetivo de estudiar el origen, la estructura y la dinámica del campo magnético de Mercurio. ^{[16] [17]} El instrumento LENA se parecerá al instrumento SARA enviado a la Luna de la Tierra . Además de los ENA magnetosféricos, también se espera que se produzcan emisiones de la superficie de Mercurio.

Lanzada en 2005, la misión VEX ( Venus Express ) de la ESA, el analizador ASPERA (Energetic Neutral Atoms Analyser) consta de dos detectores ENA dedicados. ^[1] En 2006, se obtuvieron imágenes ENA de la interacción entre el viento solar y la atmósfera superior de Venus, que muestran un escape masivo de iones de oxígeno planetario. ^[18]

El instrumento ASPERA de la misión MEX ( Mars Express ) de la ESA, lanzado en 2003, ha obtenido imágenes del viento solar interactuando con la atmósfera superior marciana. ^[1] Las observaciones de 2004 muestran plasma de viento solar e iones acelerados muy profundamente en la ionosfera, hasta 270 kilómetros (170 millas) por encima de la superficie planetaria del lado diurno, evidencia de erosión atmosférica por viento solar. ^[19]

El instrumento GAS ^[20] de la ESA/NASA Ulysses , lanzado en 1990, produjo datos únicos sobre las características del helio interestelar y las ENA emitidas desde el toro de Ío de Júpiter . ^[2] En su sobrevuelo de Júpiter en 2000, el instrumento INCA de la NASA/ESA/ASI Cassini confirmó un toro de gas neutro asociado con Europa . ^[21] Las imágenes ENA de Cassini también mostraron que la magnetosfera de Júpiter está dominada por átomos de hidrógeno que van desde unos pocos hasta 100 KeV. Los átomos son emitidos desde la atmósfera del planeta y desde toros de gas neutro cerca de las lunas galileanas interiores . También se detectó una población de iones más pesados, lo que indica una emisión significativa de oxígeno y/o azufre desde la magnetosfera de Júpiter. ^[22]

La primera cámara ENA dedicada voló en la misión Cassini de la NASA/ESA/ASI, ^[23] lanzada en 1997 para estudiar la magnetosfera de Saturno. ^{[8] [24]}

El cinturón de radiación principal de Saturno se midió comenzando a una altitud de 70.000 kilómetros (43.000 millas) desde su superficie y extendiéndose hasta 783.000 kilómetros (487.000 millas). Cassini también detectó un cinturón interior previamente desconocido más cerca de su superficie que tiene aproximadamente 6.000 kilómetros (3.700 millas) de espesor. ^[25]

La dinámica de la magnetosfera de Saturno es muy diferente a la de la Tierra. El plasma gira en torno a Saturno en su magnetosfera. El fuerte campo magnético de Saturno y su rápida rotación crean un fuerte campo eléctrico que acelera el plasma en su magnetosfera hasta que alcanza velocidades de rotación cercanas a las del planeta. Debido a que las lunas de Saturno están esencialmente "quietas" en este flujo de muy alta velocidad, se observó una interacción compleja entre este plasma y la atmósfera de la luna Titán . ^[1]

El instrumento MIMI-INCA ENA de Cassini ha observado Titán en muchas ocasiones, revelando la estructura de la interacción magnetosférica con la densa atmósfera de Titán. ^[26]

Se han realizado varios estudios sobre las emisiones ENA de Titán.

La Voyager 2 de la NASA aprovechó su órbita para explorar Urano y Neptuno , la única sonda espacial que lo ha hecho jamás. En 1986, la sonda espacial descubrió un campo magnético uraniano que es tan grande como inusual. ^[27] Aún se deben realizar investigaciones más detalladas.

La heliosfera es una cavidad que se forma por la acción del viento solar al empujar hacia afuera la atmósfera contra la presión del medio interestelar local (LISM). Como el viento solar es un plasma, está cargado y, por lo tanto, lleva consigo el campo magnético del Sol. Por lo tanto, la heliosfera puede conceptualizarse como la magnetosfera del Sistema Solar. El borde de la heliosfera se encuentra mucho más allá de la órbita de Plutón , donde la presión del LISM detiene la disminución de la presión del viento solar. ^[2]

El gas neutro de fondo para la producción de ENA en el límite de la heliosfera proviene predominantemente del gas interestelar que penetra en la heliosfera. Una pequeña cantidad proviene de la neutralización del polvo interplanetario por el viento solar cerca del sol. Los límites de la heliosfera son invisibles y fluctuantes. Aunque las densidades son bajas, el enorme espesor de la heliosfera la convierte en una fuente dominante de ENA, aparte de las magnetosferas planetarias. ^[1] Debido a la fuerte dependencia de las características de las ENA en las propiedades de la heliosfera, las técnicas de imágenes remotas de ENA proporcionarán una visión global de la estructura y la dinámica de la heliosfera que no se puede obtener por ningún otro medio. ^[2]

El primer vistazo de esta vista se anunció en octubre de 2009, cuando la Misión IBEX de la NASA envió su primera imagen de la inesperada cinta ENA en el borde de la heliosfera. ^[28] Los resultados revelaron una "cinta muy estrecha que es dos o tres veces más brillante que cualquier otra cosa en el cielo" en el borde de la heliosfera que no fue detectada por la Voyager 1 o la Voyager 2 en la región. ^[28]

Cassini también tomó imágenes de la heliosfera con ENA y sus resultados complementan y amplían los hallazgos de IBEX, lo que permitió a los científicos construir el primer mapa completo del cielo de la heliosfera. Los datos preliminares de Cassini sugieren que la heliosfera podría no tener la forma similar a la de un cometa predicha por los modelos existentes, sino que su forma podría ser más parecida a la de una gran burbuja redonda. ^[7]

Las estimaciones del tamaño de la heliosfera varían entre 150 y 200 UA . ^{[a] [1]} Se cree que la Voyager 1 pasó por el choque de terminación de la heliosfera en 2002 a aproximadamente 85-87 UA ^[13] mientras que la Voyager 2 pasó por el choque de terminación en 2007 a aproximadamente 85 UA. ^[29] Otros sitúan el choque de terminación a una distancia media de ≈100 UA. ^[1] Debido a que el viento solar varía en un factor de 2 durante el ciclo nuclear solar de 11 años , habrá variaciones en el tamaño y la forma de la heliosfera, conocidas como "respiración" de la heliosfera. ^[2]

Las enormes distancias involucradas crean problemas para tomar mediciones in situ de las diversas capas de la heliosfera. Las Voyager 1 y 2 tardaron 27 y 30 años respectivamente en llegar al choque de terminación. Además, vale la pena señalar que para grandes distancias al objeto, las ENA de alta energía (velocidad) y más lentas emitidas simultáneamente se detectarían en diferentes momentos. Esta diferencia de tiempo varía de 1 a 15 minutos para observar la magnetosfera de la Tierra desde una nave espacial de gran altitud a más de un año para obtener imágenes del límite heliosférico desde una órbita terrestre. ^[2]

Aunque el estudio de las ENA prometía mejoras en la comprensión de los procesos magnetosféricos y de la heliosfera globales, su progreso se vio obstaculizado debido a enormes dificultades experimentales iniciales.

A finales de los años 1960, los primeros intentos de medición directa de ENA revelaron las dificultades que implicaba. Los flujos de ENA son muy débiles, a veces menos de 1 partícula por cm2 ^por segundo y se detectan normalmente por emisión de electrones secundarios al entrar en contacto con una superficie sólida. Existen en regiones que contienen radiación ultravioleta (UV) y ultravioleta extrema (EUV) a flujos 100 veces mayores que los que producen emisiones similares. ^[2]

Lo ideal sería que un instrumento ENA también:

1. evitar la entrada de partículas cargadas
2. Suprimen la luz de fondo (fotones), en particular la radiación UV y EUV.
3. medir la masa y la energía de los ENA entrantes
4. determinar las trayectorias de los ENA entrantes
5. medir flujos de ENA de 10 ⁻³ a 10 ⁵ por cm ² por estereorradián por segundo
6. Mide ENA con un rango de energía que va desde unos pocos eV hasta >100 Kev ^[2]

El desafío de la teledetección mediante ENA radica en combinar la espectrometría de masas con la obtención de imágenes de flujos de partículas débiles dentro de las estrictas limitaciones impuestas por una aplicación en una nave espacial. ^[8]

Se hizo evidente muy pronto que, para tener éxito, los instrumentos tendrían que especializarse en energías ENA específicas. A continuación se describe, en términos muy simplificados, una función típica de un instrumento de energía alta (HENA) o media (MENA), con las diferencias señaladas. La ilustración adjunta es de la cámara HENA utilizada en la misión IMAGE de la NASA y la descripción que sigue es la que más se asemeja a los instrumentos de la misión IMAGE.

Un conjunto de placas electrostáticas desvían las partículas cargadas lejos del instrumento y coliman el haz de átomos neutros entrantes unos pocos grados.

HENA : El TOF se determina mediante un requisito de detección de coincidencia que resulta ser eficiente para eliminar también el ruido de fondo de fotones. Un ENA pasa a través de una película delgada hacia un detector de energía de partículas con su energía casi completamente preservada. Al mismo tiempo, los electrones dispersados ​​hacia adelante desde la película se desvían por ionización electrostática hacia un detector para crear un pulso de inicio. El ENA que llega a su detector de estado sólido (SSD) crea el pulso final y su posición de impacto produce su trayectoria y, por lo tanto, la longitud del camino. Las señales de inicio y detención permiten determinar el TOF.

Si los electrones son dispersados ​​por los fotones entrantes, no se detectará ningún ENA para crear el pulso de parada. Si no se detecta ningún pulso de parada dentro de un tiempo establecido apropiado para la energía de las partículas esperadas, se descarta el pulso de inicio. ^[31]

MENA : Los ENA de energía media perderían demasiada energía al penetrar la película utilizada en el instrumento HENA. La película más delgada requerida sería vulnerable a daños por la incidencia de rayos UV y EUV. Por lo tanto, se evita que los fotones ingresen al instrumento mediante el uso de una rejilla de difracción de oro. Una película de carbono ultradelgada está montada en la parte posterior de la rejilla. Los ENA pasan a través de la rejilla y la película para impactar un detector de estado sólido (SSD), dispersando electrones y permitiendo determinaciones de la longitud del camino y el tiempo de vuelo como para el HENA mencionado anteriormente. ^[32]

Conocer la longitud de la trayectoria y el TOF permite determinar la velocidad.

El detector de estado sólido (SSD) que recibe el impacto del ENA después de atravesar la lámina registra su energía. La pequeña pérdida de energía que se produce al atravesar la lámina se controla mediante la calibración del instrumento.

Conociendo la energía y la velocidad, la masa de la partícula se puede calcular a partir de energía = mv ² /2. Alternativamente, el número de electrones dispersos detectados también puede servir para medir la masa del ENA. ^[1]

Los requisitos de resolución de masa son normalmente modestos, requiriendo como máximo distinguir entre átomos de hidrógeno (1 UMA), helio (4 UMA) y oxígeno (16 UMA), y también se espera azufre (32 UMA) en la magnetosfera de Júpiter. ^{[1] [2]}

Por lo general, la obtención de imágenes desde una nave espacial en rotación proporciona la segunda dimensión de la identificación de la dirección. Al combinar observaciones sincronizadas desde dos satélites diferentes, es posible obtener imágenes estereoscópicas. ^[2] Los resultados de la misión TWINS son esperados con impaciencia, ya que dos puntos de observación proporcionarán sustancialmente más información sobre la naturaleza tridimensional de la magnetosfera de la Tierra.

Si bien el colimador es similar, los instrumentos de baja energía como el GSFC LENA de la NASA utilizan una técnica de desprendimiento de láminas. Los ENA incidentes interactúan con una superficie como el tungsteno para generar iones que luego son analizados por un espectrómetro de iones. ^{[1] [33] [34]}

Debido a la necesidad de detectar átomos expulsados ​​de la superficie lunar, así como ENA más ligeros, el LENA de la ESA en el Chandrayaan-1 incorporó un espectrómetro de masas diseñado para resolver masas más pesadas, incluyendo sodio , potasio y hierro . ^[14]

En 2005, se habían desplegado en el espacio sólo seis detectores dedicados a la ENA. ^[1] El lanzamiento de instrumentos a bordo en las misiones TWINS e IBEX eleva el total a nueve en 2009, un aumento del 50% en sólo cuatro años. La observación del plasma espacial mediante imágenes de la ENA es una tecnología emergente que finalmente está cobrando importancia.

Aún se necesitan varias mejoras para perfeccionar la técnica. Aunque la resolución angular ahora ha disminuido a unos pocos grados y se pueden separar diferentes especies, un desafío es expandir el rango de energía hacia arriba hasta aproximadamente 500 Kev. Este rango de alta energía cubre la mayor parte de la presión de plasma de la magnetosfera interior de la Tierra, así como algunos de los cinturones de radiación de mayor energía, por lo que es deseable para la obtención de imágenes ENA terrestres. ^[1]

En el caso de las ENA de menor energía, por debajo de 1 keV, las técnicas de obtención de imágenes son completamente diferentes y se basan en el análisis espectroscópico de los iones arrancados de una superficie por la ENA que choca con ella. Se necesitarán mejoras en las mediciones de energías inferiores a 1 keV para obtener imágenes de la magnetosfera de Mercurio debido a las consecuencias de su campo magnético más pequeño y su geometría más pequeña. ^[1]

La heliosfera es un envoltorio protector para el Sistema Solar, al igual que la magnetosfera de la Tierra es un envoltorio protector para la Tierra. La información que proporcionan las ENA sobre el comportamiento del plasma espacial ha sido fundamental para comprender el entorno espacial.

Sin la magnetosfera, la Tierra estaría expuesta al bombardeo directo del viento solar y no podría mantener una atmósfera. Además de una mayor exposición a la radiación solar, la vida en la Tierra probablemente no sería posible sin la magnetosfera. De manera similar, la heliosfera protege al Sistema Solar de la mayoría de los rayos cósmicos que de otro modo serían dañinos, y el resto es desviado por la magnetosfera de la Tierra.

Aunque la mayoría de los satélites en órbita están protegidos por la magnetosfera, las tormentas geomagnéticas inducen corrientes en los conductores que interrumpen las comunicaciones tanto en el espacio como en los cables en tierra. Comprender la magnetosfera y la corriente en anillo y su interacción con el viento solar durante la alta actividad solar permite proteger mejor a los satélites y otras misiones espaciales.

Los astronautas en misiones al espacio profundo no tendrán las protecciones de la Tierra, por lo que comprender los factores que pueden afectar su exposición a los rayos cósmicos y al viento solar es fundamental para la exploración espacial tripulada. ^{[35] [36] [37]}

^ Los astrónomos miden las distancias dentro del Sistema Solar en unidades astronómicas (UA). Una UA equivale a la distancia media entre los centros de la Tierra y el Sol, o 149.598.000 kilómetros (92.956.000 millas). Plutón se encuentra a unas 38 UA del Sol y Júpiter a unas 5,2 UA del Sol. Un año luz equivale a 63.240 UA.

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