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Analizador de polvo cósmico

Detector de polvo cósmico Cassini, CDA El Analizador de Polvo Cósmico ( CDA ) era un instrumento multisensor de gran superficie (0,1 m² de superficie sensible total) incluido en...

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Detector de polvo cósmico Cassini, CDA

El Analizador de Polvo Cósmico ( CDA ) era un instrumento multisensor de gran superficie (0,1 m² de superficie sensible total) incluido en la nave espacial Cassini , que fue lanzada en 1997 y orbitó Saturno desde 2004 hasta 2017. El instrumento incluía un analizador químico de polvo ( espectrómetro de masas de tiempo de vuelo ), un detector de ionización por impacto de alta fiabilidad y dos detectores de fluoruro de polivinilideno (PVDF) polarizados de alta tasa. Durante 7 años en ruta hacia Saturno, el CDA analizó la nube de polvo interplanetario , la corriente de polvo interestelar y las corrientes de polvo de Júpiter . Durante 13 años en órbita alrededor de Saturno, el CDA estudió el anillo E, el polvo en los penachos de Encélado y el polvo en el entorno de Saturno .

Descripción general

El polvo afecta al objetivo del analizador de composición (CAT) del CDA y a las señales generadas.

El Analizador de Polvo Cósmico [ 1 ] fue el séptimo instrumento de polvo del Instituto Max Planck de Física Nuclear (MPIK), Heidelberg (Alemania), después de los detectores de polvo en el satélite HEOS 2 y los detectores de polvo en las sondas espaciales Galileo y Ulysses y los analizadores de polvo más complejos en las naves espaciales Helios , Giotto y VeGa al cometa Halley . El nuevo sistema analizador de polvo fue desarrollado por un equipo de científicos liderado por Eberhard Grün e ingenieros liderados por Dietmar Linkert para analizar el polvo en el sistema de Saturno a bordo de la nave espacial Cassini . Este instrumento empleó un detector de impacto de área sensible más grande (0,1 m 2 ), un analizador químico de espectrómetro de masas de tiempo de vuelo más pequeño y dos detectores de fluoruro de polivinilideno (PVDF) polarizados de alta tasa , para hacer frente a los altos flujos durante los cruces del anillo E. El Instituto Max Planck de Física Nuclear en Heidelberg fue responsable del desarrollo y las pruebas generales del instrumento. El DLR en Berlín-Adlershof realizó importantes contribuciones (mecánica, limpieza, diseño térmico, pruebas), Tony McDonnell de la Universidad de Canterbury (analizador químico, Reino Unido), el Laboratorio Rutherford Appleton (electrónica del espectrómetro, Reino Unido) y G. Pahl (diseño mecánico, Múnich, Alemania). Los detectores de PVDF fueron proporcionados por Tony Tuzzolino de la Universidad de Chicago . El investigador principal que propuso el CDA fue Eberhard Grün . En 1990, la dirección del proyecto pasó a manos de Ralf Srama del Instituto Max Planck de Física Nuclear , quien actualmente trabaja en la Universidad de Stuttgart , Alemania. Ralf Srama obtuvo su título de “ Dr.-Ing. ” de la Universidad Técnica de Múnich por su tesis (10 de noviembre de 2000, en alemán), “Del analizador de polvo cósmico a un modelo que describe naves espaciales científicas”. [ 2 ]

La nave espacial Cassini, equipada con instrumentos,

El sensor principal del CDA era un detector de ionización por impacto (IID), similar a los detectores de polvo Galileo y Ulysses . El centro del blanco hemisférico tenía el blanco analizador químico (CAT), más pequeño (0,016 m² ) , con un potencial eléctrico de +1000 V. Tres milímetros delante del blanco había una rejilla con un potencial de 0 V. Los impactos de polvo sobre el CAT generaban un plasma que era separado por el alto campo eléctrico . Los iones adquirían una energía de ~1000 eV y eran enfocados hacia el colector central. Los iones eran parcialmente recolectados por la rejilla semitransparente a una distancia de 230 milímetros y el multiplicador de electrones central . Las formas de onda de las señales de carga se medían, almacenaban y transmitían a tierra. La señal del multiplicador representaba un espectro de masas de tiempo de vuelo de los iones liberados. Dos de las cuatro rejillas en la entrada del analizador captaban la carga eléctrica de la partícula de polvo. Con estas capacidades, el CDA puede considerarse un prototipo de telescopio de polvo .

El instrumento CDA midió el entorno de micrometeoroides durante 18 años, desde 1999 hasta los últimos segundos de actividad de Cassini en 2017, sin una degradación significativa. La cubierta protectora del instrumento se retiró en 1997, el día 317. La planificación y las operaciones científicas fueron gestionadas por el Instituto Max Planck de Física Nuclear y, posteriormente, por la Universidad de Stuttgart.

La sonda Cassini era una nave espacial estabilizada en tres ejes, cuya antena apuntaba ocasionalmente hacia la Tierra para descargar datos y recibir comandos operativos. Mientras tanto, la orientación de Cassini se controlaba mediante las observaciones solicitadas a uno o más de los 12 instrumentos a bordo. Para obtener un mayor control de su orientación, el CDA empleó una plataforma giratoria entre la nave espacial y el analizador de polvo.

Principales descubrimientos y observaciones

Durante el crucero interplanetario

Desde su lanzamiento en 1997 hasta su llegada a Saturno en 2004, Cassini-Huygens recorrió el espacio interplanetario de 0,7 a 10 UA. Durante este tiempo hubo largos periodos útiles para observaciones de polvo interplanetario e interestelar [ 3 ] en el sistema planetario interior. Los aspectos más destacados fueron la detección de cargas eléctricas [ 4 ] de polvo en el espacio interplanetario y la determinación de la composición [ 5 ] de partículas de polvo interplanetario. No fue posible realizar mediciones durante el cruce del cinturón de asteroides. Durante el sobrevuelo de Júpiter en 2000 hubo la oportunidad de analizar partículas de corrientes de polvo de tamaño nanométrico [ 6 ] y demostrar su relación compositiva con la luna de Júpiter Io, de donde provienen. Al acercarse a Saturno en 2004, se detectaron corrientes similares de granos submicrométricos con velocidades del orden de 100 km/s. [ 7 ] Estas partículas se originan principalmente en las partes exteriores de los densos anillos. Fueron expulsadas por el campo magnético de Saturno hasta quedar atrapadas en el campo magnético del viento solar. Las partículas de la corriente de Saturno consisten en impurezas de silicato de las partículas primarias del anillo de hielo.

En órbita de Saturno

Durante las 292 órbitas de Cassini alrededor de Saturno (de 2004 a 2017), CDA midió varios millones de impactos de polvo que caracterizan el polvo principalmente en el anillo E de Saturno. [ 8 ] [ 9 ] En este proceso, CDA descubrió que el anillo E se extiende aproximadamente el doble de lejos de Saturno de lo que se observa ópticamente. Las mediciones de cargas de polvo variables [ 10 ] dependiendo de las condiciones del plasma magnetosférico (permitieron la definición de un modelo dinámico de polvo [ 11 ] del anillo E de Saturno que describe las propiedades observadas. En 2005, durante el sobrevuelo cercano de Cassini a Encélado a 175 km de la superficie, CDA junto con otros dos instrumentos de Cassini descubrieron géiseres de hielo activos [ 12 ] ubicados en el polo sur de la luna de Saturno, Encélado. Posteriormente, análisis composicionales detallados [ 13 ] de los granos de hielo de agua en las cercanías de Encélado llevaron al descubrimiento de grandes depósitos de océanos de agua líquida [ 14 ] debajo de la corteza helada de Encélado. Durante la misión Gran Final de la nave espacial Cassini en 2017, realizó 22 recorridos de la región entre Saturno y su anillo D más interno. Durante este recorrido, CDA detectó polvo de los densos anillos de Saturno. [ 15 ] La mayoría de los granos analizados eran unas pocas decenas de Tenían un tamaño de nanómetros y una composición de silicatos y hielo de agua. Durante la mayor parte de la órbita de Cassini, el CDA observó una tenue señal de polvo interestelar en el primer plano, predominantemente de partículas de hielo de agua del anillo E. Los espectros de masas de los granos interestelares sugieren la presencia de granos ricos en magnesio de composición de silicatos y óxidos, algunos con inclusiones de hierro. [ 16 ] Los principales descubrimientos hasta 2011 se resumieron en un artículo específico. [ 17 ]

Véase también

Referencias

  1. ^ Srama, R.; Ahrens, TJ; Altobelli, N.; Auer, S.; Bradley, J.; Burton, M.; Dikarev, V.; Economou, T.; Fechtig, H.; Görlich, M.; Grande, M.; Grün, E.; Havnes, O.; Helfert, S.; Horanyi, M.; Igenbergs, E.; Jessberger, E.; Johnson, televisión; Kempf, S.; Krivov, A.; Krüger, H.; Mocker-Ahlreep, A.; Moragas-Klostermeyer, G.; Lamy, P.; Landgraf, M.; Linkert, D.; Linkert, G.; Lura, F.; McDonnell, JAM; Möhlmann, D.; Morfill, G.; Roy, M.; Schäfer, G.; Schlotzhauer, G.; Schwehm, G.; Spahn, F.; Stübig, M.; Svestka, J.; Tschernjawski, V.; Tuzzolino, A.; Wäsch, R.; Zook, H. (septiembre de 2004). "El analizador de polvo cósmico de Cassini" . Space Science Reviews . 114 ( 1–4 ): 465-518. Bibcode : 2004SSRv..114..465S . doi : 10.1007/s11214-004-1435-z . S2CID 53122588. Recuperado el 19 de febrero de 2022 . 
  2. ↑ "Tesis de Ralf Srama" . Consultado el 19 de febrero de 2022 .
  3. ^ Altobelli, N.; Kempf, S.; Landgraf, M.; Srama, R.; Dikarev, V.; Krüger, H.; Moragas-Klostermeyer, G.; Grün, E. (octubre de 2003). "Cassini entre Venus y la Tierra: Detección de polvo interestelar" . Revista de investigaciones geofísicas . 108 (A10): 8032. Código bibliográfico : 2003JGRA..108.8032A . doi : 10.1029/2003JA009874 .
  4. ^ Kempf, S.; Srama, R.; Altobelli, N.; Auer, S.; Tschernjawski, V.; Bradley, J.; Burton, M.; Helfert, S.; Johnson, televisión; Krüger, H.; Moragas-Klostermeyer, G.; Grün, E. (octubre de 2004). "Cassini entre la Tierra y el cinturón de asteroides: primeras mediciones de carga in situ de granos interplanetarios" . Ícaro . 171 (2): 317-335. Código Bib : 2004Icar..171..317K . doi : 10.1016/j.icarus.2004.05.017 . Consultado el 22 de febrero de 2022 .
  5. ^ Hillier, J.; Verde, E.; McBride, N.; Altobelli, N.; Postberg, F.; Kempf, S.; Schwanenthal, J.; Srama, R.; McDonnell, JAM; Grün, E. (octubre de 2007). "Polvo interplanetario detectado por el analizador químico Cassini CDA" . Ícaro . 190 (2): 643-654. Código Bib : 2007Icar..190..643H . doi : 10.1016/j.icarus.2007.03.024 . Consultado el 22 de febrero de 2022 .
  6. ↑ Postberg, F.; Kempf, S.; Srama, R.; Green, S.; Hillier, J-; McBride, N.; Grün, E. (julio de 2006). "Composición de partículas de la corriente de polvo joviano" . Icarus . 183 (1): 122-134. Bibcode : 2006Icar..183..122P . doi : 10.1016/j.icarus.2006.02.001 . Consultado el 22 de febrero de 2022 .
  7. ↑ Kempf, S.; Srama, R.; Postberg, F.; Green, S.; Helfert, S.; Hillier, J.; McBride, N.; McDonnell, JAM; Moragas-Klostermeyer, G.; Roy, M; Grün, E. (febrero de 2005). "Composición de partículas de corrientes de Saturno" . Science . 307 (5713): 1274– 1276. Bibcode : 2005Sci...307.1274K . doi : 10.1126/science.1106218 . PMID 15731446. S2CID 35810874. Recuperado el 25 de febrero de 2022 .  
  8. ^ Srama, R.; Kempf, S.; Moragas-Klostermeyer, G.; Helfert, S.; Ahrens, TJ; Altobelli, N.; Auer, S.; Beckmann, U.; Bradley, J.; Burton, M.; Dikarev, V.; Economou, T.; Fechtig, H.; Verde, S.; Grande, M.; Havnes, O.; Hillier, J.; Horanyi, M.; Igenbergs, E.; Jessberger, E.; Johnson, televisión; Krüger, H.; Matt, G.; McBride, N.; Mocker, A.; Lamy, P.; Linkert, D.; Linkert, G.; Lura, F.; McDonnell, JAM; Möhlmann, D.; Morfill, G.; Postberg, F.; Roy, M.; Schwehm, G.; Spahn, F.; Svestka, J.; Tschernjawski, V.; Tuzzolino, A.; Wäsch, R.; Grün, E. (agosto de 2006). "Mediciones de polvo in situ en el sistema interior de Saturno" . Planetary and Space Science . 54 ( 9–10 ): 967-987. Bibcode : 2006P & SS...54..967S . doi : 10.1016/j.pss.2006.05.021 . Consultado el 25 de febrero de 2022 .
  9. ↑ Hillier, J.; Green, SF; McBride, N.; Schwanenthal, J.; Postberg, F.; Srama, R.; Kempf, S.; Moragas-Klostermeyer, G.; McDonnell, JAM; Grün, E. (junio de 2007). "La composición del anillo E de Saturno" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 377 (4): 1588-1596. Bibcode : 2007MNRAS.377.1588H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11710.x . S2CID 124773731 . 
  10. ↑ Kempf, S.; Beckmann, U.; Srama, R.; Horanyi, M.; Auer, S.; Grün, E. (agosto de 2006). "El potencial electrostático de las partículas del anillo E" . Planetary and Space Science . 54 ( 9–10 ): 999-1006. Bibcode : 2006P & SS...54..999K . doi : 10.1016/j.pss.2006.05.012 . Recuperado el 25 de febrero de 2022 .
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  12. ^ Spahn, F.; Schmidt, J.; Albers, N.; Horning, M.; Makuch, M.; Seiß, M.; Kempf, S.; Srama, R.; Dikarev, V.; Helfert, S.; Moragasd-Klostermeyer, G.; Krivov, A.; Sremcevic, M.; Tuzzolono, A.; Economou, T.; Grün, E. (marzo de 2006). "Medidas de polvo de Cassini en Encelado e implicaciones para el origen del anillo E" . Ciencia . 311 (5766): 1416– 1418. Bibcode : 2006Sci...311.1416S . CiteSeerX 10.1.1.466.6748 . doi : 10.1126/science.1121375 . PMID 16527969. S2CID 33554377. Consultado el 25 de febrero de 2022 .   
  13. ↑ Postberg, F.; Kempf, S.; Hillier, J.; Srama, R.; Green, S.; McBride, N.; Grün, E. (febrero de 2008). "El anillo E en las proximidades de Encélado. II. Explorando el interior de la luna: la composición de las partículas del anillo E" . Icarus . 193 (2): 438-454. Bibcode : 2008Icar..193..438P . doi : 10.1016/j.icarus.2007.09.001 . Consultado el 25 de febrero de 2022 .
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  16. ↑ Altobelli, N.; Postberg, F.; Fiege, K.; Trieloff, M.; Kimura, H.; Sterken, V.; Hsu, WH; Hillier, J.; Khawaja, N.; Moragas-Klostermeyer, G.; Blum, J.; Burton, M.; Srama, R.; Kempf, S.; Grün, E. (abril de 2016). "Flujo y composición del polvo interestelar en Saturno a partir del Analizador de Polvo Cósmico de Cassini" . Science . 352 (6283): 312– 318. Bibcode : 2016Sci...352..312A . doi : 10.1126/science.aac6397 . PMID 27081064. S2CID 24111692 . Consultado el 26 de febrero de 2022 .  
  17. ^ Srama, R.; Kempf, S.; Moragas-Klostermeyer, G.; Altobelli, N.; Auer, S.; Beckmann, U.; Bugiel, S.; Burton, M.; Economomou, T.; Fechtig, H.; Fiege, K. (2011). "El analizador de polvo cósmico a bordo de Cassini: diez años de descubrimientos" . Revista espacial CEAS . 2 ( 1– 4): 3– 16. arXiv : 1802.04772 . Código Bib : 2011CEAS....2....3S . doi : 10.1007/s12567-011-0014-x . ISSN 1868-2502 . S2CID 15586830 .  
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