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高エネルギー中性原子（ENA ）イメージングは、惑星の磁気圏や太陽圏全体で、通常は目に見えない現象のグローバルな画像を作成するために使用される技術です。[ 1 ]
太陽風から放出される荷電粒子（陽子、電子、および様々な原子核）は、星間物質の基礎となっている。これらの荷電粒子は、地球を取り巻く磁場などの磁場によって方向を変えることができる。太陽風のプラズマ内の荷電粒子は、時折中性原子と衝突する。この衝突により、以前は荷電していた粒子は中性原子になる。電荷を失ったため、原子は重力による引力と速度を維持しながら、磁気による引力を受けなくなる。[ 2 ]
ENAは、惑星の磁気圏や太陽圏全体の現象を画像化するために使用されます。[ 1 ]
地球の磁気圏は、大気を維持し、地球上の生命を細胞を損傷する放射線から守っています。この宇宙天気の領域は、通信システムを混乱させ、飛行機（高高度および高緯度）や軌道上の宇宙船で移動する人間に放射線の危険をもたらす地磁気嵐の発生場所です。地磁気気象システムは、その起源が磁気圏プラズマ周波数にあるため、目に見えないという問題が加わるため、気象予報や宇宙物理学で当然のこととされている衛星画像の恩恵を受けるのが遅れています。 [ 1 ]
太陽圏は太陽系を宇宙線の大部分から遮蔽するが、非常に遠いため、ENAイメージングなどの画像技術でなければその特性を明らかにすることはできない。太陽圏の構造は、太陽風と局所的な星間物質からの冷たいガスとの相互作用によるものである。[ 2 ]
宇宙プラズマによるENAの生成は予測されていたが、その発見は意図的かつ偶然によるものであった。初期の検出努力はいくつか行われたが、その特徴は、イオン密度が低いと予想される領域におけるイオン検出器による矛盾した結果も説明していた。イオン検出器は、他の低イオン領域におけるENA検出実験に転用された。[ 2 ]しかし、専用のENA検出器の開発には、懐疑論と技術の両面で大きな障害を克服する必要があった。[ 1 ] [ 3 ]
ENAは1960年代から1980年代にかけて宇宙で観測されていましたが[ 2 ] 、地球の磁気圏風を研究するために、最初の専用ENAカメラがスウェーデンのAstrid-1衛星に搭載されて1995年に打ち上げられました[ 4 ]。
専用のENA機器は、金星、火星、木星、土星の磁気圏の詳細な画像を提供してきました。カッシーニの土星のENA画像は、まだ完全には解明されていない複雑な相互作用を持つ独特な磁気圏を明らかにしました。[1] IMAGEミッションの3つの専用ENAカメラは、2000年から2005年にかけて地球の磁気圏を観測しました[ 5 ]。一方、2008年に打ち上げられたTWINSミッションは、2つの衛星からの同時撮像を使用して地球の磁気圏のステレオENA画像を提供します。[ 6 ]
2009年10月に公開された太陽圏境界の史上初の画像は、 IBEXとカッシーニ探査機に搭載されたENA機器によって撮影され、太陽圏領域に関する既存の理論に疑問を投げかけるものである。[ 5 ] [ 7 ]
宇宙プラズマ中で最も豊富なイオンは水素イオンです。水素イオンは、可視光子を放出する励起可能な電子を持たない裸の陽子です。他のプラズマイオンが時折見えるだけでは、イメージングには不十分です。[ 1 ] ENAは、高温の太陽プラズマイオンと低温の中性背景ガスとの間の電荷交換衝突で生成されます。これらの電荷交換プロセスは、惑星の磁気圏と太陽圏の端で高頻度で発生します。[ 8 ]
高エネルギープラズマイオンと低温中性原子との電荷交換衝突では、中性原子がイオンに電子を与え、低温イオンと高エネルギー中性原子（ENA）が生成される。この反応は次のように表される。
I 1 + + A 2 → A 1 + I 2 +
ここで、I 1 + はプラズマイオン、A 2 は低エネルギーのバックグラウンド中性原子、A 1は高エネルギー中性原子 (ENA)、I 2 + は低エネルギーイオンです。
この電荷交換反応における種1と種2は、プロトン-水素電荷交換の場合のように同じである可能性がある。[ 2 ]
H + + H → H + H +さらに、イオン/中性反応中に複数の電子が交換される場合もあります。その一例として、アルファヘリウム電荷交換があります。[ 2 ] He 2+ + He → He + He 2+
電荷中性のため、この反応で生成されるENAは重力のみの影響を受けます。これは、プラズマ内の荷電粒子（イオン、陽子、電子）が電磁力も受けるのとは対照的です。宇宙プラズマでは重力の影響は一般的に無視できるため、ENAは相互作用前の元のプラズマイオンのベクトル運動量を保持すると仮定するのが一般的です。 [ 2 ]
一部のENAは、さらなる電荷交換、電子衝突、光電離、分極によって失われるが、非常に多くのENAは宇宙空間を全く妨害されることなく非常に長い距離を移動する。[ 8 ]
プラズマの再結合や太陽重力による中性原子の加速も特定の条件下でENA集団に寄与する可能性があるが、この生成シナリオの主な例外は星間ガスの流れであり、局所的な星間物質からの中性粒子がかなりの速度で太陽圏に侵入し、それらもENAに分類される。[ 8 ]
太陽フレアとコロナ質量放出（CME）は太陽表面の噴火の結果であり、ENAの別の発生源となる可能性がある。STEREO宇宙船は、フレア/CME SOL2006-12-05から2～5 MeVのエネルギー範囲の中性水素原子を検出した。[ 10 ] [ 11 ]これらの粒子はENAを見るように設計された機器では検出されなかったが、観測をかなり明確にするのに十分な補助データがあった。
ENAを電離せずに加速することは困難であるため、観測されたENAは、フレア/CMEから放出された太陽高エネルギー粒子（SEP）と太陽風中のヘリウム原子との間の電荷交換によって生じたものと解釈された。その後、極めて高速なSEP陽子と低速な太陽風ヘリウム原子との間で電荷交換が起こり、中性度の高い水素原子と低速なヘリウムイオンが生成された。生成されたENAはパーカー螺旋に束縛されることなく宇宙空間を伝播したため、この反応で生成されたヘリウムイオンよりも先に地球付近で観測された。2006年に発生したこの現象は、太陽噴火によって生成されたENAの最初の観測例となった。
宇宙プラズマにおいて、陽子と水素の電荷交換衝突はしばしば最も重要なプロセスとなる。なぜなら、水素はプラズマと背景ガスの両方において最も豊富な成分だからである。水素の電荷交換は非常に高速で起こり、運動量の交換はほとんど伴わないため、結果として生じる電子中性子（ENA）は高速で移動する。
一般的に、ENAの形成に重要な種はごく少数であり、具体的には水素、ヘリウム、酸素、硫黄である。
これらの宇宙領域に対応する中性ガスは以下のとおりです。
ENAは宇宙のあらゆる場所に存在し[ 2 ] 、10 eVから1 M eVを超えるエネルギーで直接観測可能である[ 8 ]。そのエネルギーは、その起源よりも検出に使用される機器との関連で説明されることが多い。
単一の粒子アナライザーでは、10 eVから 1 M eVを超えるエネルギー範囲全体をカバーすることはできません。ENA 機器は、低エネルギー、中エネルギー、高エネルギーを検出できるものに大まかに分類されますが、これらのグループは重複しており、任意で、著者によって異なります。ある著者による低、中、高エネルギー範囲は、IMAGE 衛星に搭載されている 3 つの機器のエネルギー範囲とともに、グラフ[ 8 ]に示されています。
原子は通常、典型的な熱力学的惑星大気が到達できる運動エネルギーよりも明らかに高い気体の運動エネルギーを持つ場合、ENA とみなされます。これは通常 1 eV を超えます。この分類は、ENA 測定機器の下限によって決まるため、やや恣意的です。上限の制限は、測定技術と科学的理由の両方によって課せられます。[ 8 ]
磁気圏は、固有の磁場を持つ惑星（水星、地球、木星、土星、天王星、海王星）の周りの太陽風プラズマの流れによって形成されますが、磁場を持たない惑星や衛星でも、磁気圏のようなプラズマ構造が形成されることがあります。[ 2 ]金星や火星のような弱く磁化された惑星の電離層は、惑星の周りの太陽風の流れを部分的に偏向させる電流を発生させます。[ 1 ] ENAは、太陽系全体にわたるさまざまな惑星の磁気圏で観測されています。
磁気圏プラズマの変動は密度が非常に低いものの、例えば木星の衛星エウロパ付近ではプラズマ圧力が地球表面の1バールに比べて約10⁻¹³バールにも達し[13]、磁気圏のダイナミクスや放射の原因となっている。例えば、地磁気嵐は地球のケーブル通信システム、航行システム、配電システムに深刻な障害を引き起こす。
太陽風の流れに対する磁場の強さと向きによって磁気圏の形状が決まります。通常、昼側では圧縮され、夜側では細長く伸びています。 [ 8 ]
地球の磁場は太陽風の中に磁気空洞を形成します。この宇宙空間の高エネルギー粒子は、地球を周回する人工衛星の損傷や宇宙飛行士への危険など、宇宙天気に大きな影響を与える可能性があります。ENA（高エネルギー中性子）イメージングは、これらの高エネルギー粒子の挙動を理解する上で重要であり、それによって宇宙天気の影響を軽減することが可能になります。
最初の専用ENA機器は、カナダのマニトバ州フォートチャーチルからナイキ・トマホーク観測ロケットで打ち上げられた。この実験に続いて、1970年に同様の機器がジャベリン観測ロケットで打ち上げられ、バージニア州沖のウォロップス島で高度840キロメートル（520マイル）に到達した。1972年と1973年には、ENAシグネチャの存在がIMP-7と8衛星による測定値の不一致を説明した。[ 2 ]
NASA/ESA ISEE 1衛星からのENAデータにより、1982年に嵐時のリング電流の最初のグローバル画像が構築されました。これは、ENAを強力なイメージング技術として使用する道を開く画期的な出来事でした。ENAは、NASA S81-1宇宙船のSEEP機器によって1982年の磁気嵐中にも検出されました。1989年には、NASAダイナミックエクスプローラー（DE-1）衛星によって地球周辺の外気圏水素原子の分布が広範囲に調査されました。 [ 2 ]
専用の高エネルギーENA検出チャンネルを備えた機器が、1991年のNASA CRRES衛星に搭載されました。より高度な高エネルギー粒子機器は、地球の磁気圏天文学を観測するために、1992年のNASA/ISAS GEOTAIL宇宙船に搭載されました。降下するENAは低地球軌道から研究することができ、 CRRESと1995年のスウェーデンのASTRID衛星によって「外を見る」ように測定されました。 [ 2 ]
新千年紀にはENAイメージングが本格的に発展した。2000年から2005年にかけてNASA IMAGEミッションに搭載された3つのENA機器により、地球の磁気圏の広範かつ詳細な観測が行われた。 [ 5 ] 2000年7月には、地磁気嵐の最中に地球のリング電流のENA画像が撮影された。（ページ上部の画像を参照。）この嵐は、 2000年7月14日に太陽から噴出した高速コロナ質量放出が引き金となり、翌日地球に到達した。
2008年に打ち上げられたNASAのTWINSミッション（2つの広角撮像中性原子分光計）は、磁気圏を立体的に撮像する機能を提供します。TWINSは、高度が高く傾斜角の大きい2機の宇宙機に搭載された同一の機器を使用して、広範囲のエネルギー範囲（約1～100 keV）にわたってENAを撮像することで、磁気圏内の大規模な構造とダイナミクスの3次元可視化と解像度を実現します。[ 6 ]
他の惑星の磁気圏は、周回機や着陸機によるフライバイ探査機や、地球からの観測によって研究されてきた。[ 2 ]
2009年2月、インドのチャンドラヤーン1号に搭載されたESAのSARA LENA機器は、太陽風プロトンによって月面からスパッタリングされた水素ENAを検出した。衝突したプロトンはすべて月のレゴリスに吸収されると予測されていたが、まだ不明な理由で、その20%が低エネルギーの水素ENAとして跳ね返される。吸収されたプロトンはレゴリスとの相互作用で水と水酸基を生成する可能性があると仮説が立てられている。 [ 14 ] [ 15 ]月には磁気圏がない。
2018年に打ち上げられたESAのベピコロンボミッションには、水星の磁場の起源、構造、ダイナミクスを研究するという目的をさらに進めるためにENA機器が搭載されています。[ 16 ] [ 17 ] LENA機器は、地球の月に送られたSARA機器に似ています。磁気圏ENAに加えて、水星表面からのスパッタリングも予想されます。
2005年に打ち上げられたESAのVEX（Venus Express）ミッションのASPERA（Energetic Neutral Atoms Analyser）は、2つの専用ENA検出器で構成されています。[ 1 ] 2006年には、太陽風と金星上層大気との相互作用のENA画像が取得され、惑星の酸素イオンが大量に脱出していることが示されました。[ 18 ]
2003年に打ち上げられたESAのMEX（マーズ・エクスプレス）ミッションのASPERA機器は、太陽風が火星上層大気と相互作用する画像を撮影した。[ 1 ] 2004年の観測では、太陽風プラズマと加速イオンが電離層の非常に深いところ、昼側の惑星表面から270キロメートル（170マイル）上空まで達していることが示されており、これは太陽風による大気侵食の証拠である。[ 19 ]
1990年に打ち上げられたESA/NASAユリシーズに搭載されたGAS [ 20 ]機器は、星間ヘリウムの特性と木星のイオトーラスから放出されるENAに関する独自のデータを生成しました。[ 2 ] 2000年の木星フライバイで、NASA/ESA/ASIカッシーニのINCA機器は、エウロパに関連する中性ガストーラスを確認しました。[ 21 ] カッシーニのENA画像はまた、木星の磁気圏が数～100 keVの水素原子で支配されていることを示しました。これらの原子は、惑星の大気と内側のガリレオ衛星付近の中性ガストーラスから放出されています。より重いイオンの集団も検出され、木星の磁気圏からの酸素および/または硫黄の有意な放出を示しています。[ 22 ]
最初の専用ENAカメラは、土星の磁気圏を 研究するために1997年に打ち上げられたNASA/ESA/ASIカッシーニミッションに搭載されました。 [ 23 ] [ 8 ] [ 24 ]
土星の主放射線帯は、表面から高度70,000キロメートル（43,000マイル）から始まり、 783,000キロメートル（487,000マイル）まで広がっていることが測定された。カッシーニ探査機はまた、表面に近い、厚さ約6,000キロメートル（3,700マイル）のこれまで知られていなかった内側の放射線帯も検出した。[ 25 ]
土星の磁気圏のダイナミクスは地球のそれとは大きく異なります。土星の磁気圏ではプラズマが土星と共に回転します。土星の強い磁場と高速回転により、強い共回転電場が生成され、プラズマが惑星の回転速度に近い速度に達するまで磁気圏内を加速します。土星の衛星はこの非常に高速な流れの中で基本的に「静止」しているため、このプラズマと衛星タイタンの大気との複雑な相互作用が観測されました。[ 1 ]
カッシーニ探査機のMIMI-INCA ENA機器は、タイタンを何度も観測し、タイタンの濃密な大気と磁気圏の相互作用の構造を明らかにしてきた。[ 26 ]
タイタンのENA放出については、いくつかの研究が行われてきた。
NASAのボイジャー2号 は、その軌道を利用して天王星と海王星を探査した。これは、これまでそうした探査を行った唯一の宇宙船である。1986年、探査機は、大きくて珍しい天王星の磁場を発見した。[ 27 ] より詳細な調査はまだ行われていない。
太陽圏は、太陽風が局所星間物質（LISM）の圧力に抗して外側へ押し出すことで形成される空洞です。太陽風はプラズマであるため電荷を帯びており、太陽の磁場を運びます。したがって、太陽圏は太陽系の磁気圏として概念化できます。太陽圏の端は冥王星の軌道のはるか外側にあり、そこでは太陽風の圧力がLISMの圧力によって抑制されます。[ 2 ]
太陽圏境界でのENA生成の背景中性ガスは、主に太陽圏に侵入する星間ガスから来ています。ごく少量ですが、太陽近傍の惑星間塵が太陽風によって中和されることで生じます。太陽圏境界は目に見えず、変動しています。密度は低いものの、太陽圏の巨大な厚さにより、惑星磁気圏を除けば、ENAの主要な発生源となっています。[ 1 ] ENAの特性は太陽圏の特性に強く依存するため、リモートENAイメージング技術は、他の手段では得られない太陽圏の構造とダイナミクスの全体像を提供します。[ 2 ]
この光景が初めて明らかになったのは2009年10月、NASAのIBEXミッションが太陽圏の端にある予期せぬENAリボンの最初の画像を送信してきた時だった。 [ 28 ] 結果は、太陽圏の端に「空の他のどの天体よりも2～3倍明るい非常に細いリボン」が存在することを明らかにしたが、これはボイジャー1号やボイジャー2号ではこの領域で検出されなかった。[ 28 ]
カッシーニ探査機は太陽圏のENA画像も撮影しており、その結果はIBEXの発見を補完・拡張し、科学者が太陽圏の初の包括的な全天地図を作成することを可能にした。カッシーニ探査機の予備データは、太陽圏が既存のモデルで予測されている彗星のような形状ではなく、大きな丸い泡のような形状をしている可能性があることを示唆している。 [ 7 ]
太陽圏の大きさの推定値は 150 ～ 200 AUと幅がある。[a] [ 1 ]ボイジャー 1 号は 2002 年に太陽圏の終端衝撃波を約 85 ～ 87 AUで 通過したと考えられている[ 13 ]一方、ボイジャー 2 号は 2007 年に約 85 AU で終端衝撃波を通過した。[ 29 ] 他の研究では終端衝撃波の平均距離を ≈100 AU としている。[ 1 ]太陽風は11 年周期の太陽核活動サイクル中に 2 倍変動する ため、太陽圏の大きさや形状に変動が生じ、これは太陽圏の「呼吸」として知られている。[ 2 ]
関係する距離が非常に大きいため、太陽圏のさまざまな層のその場での 測定に問題が生じます。ボイジャー1号と2号は、それぞれ終端衝撃波に到達するまでに27年と30年かかりました。さらに、対象物までの距離が大きい場合、高エネルギー（速度）と低速のENAが同時に放出され、異なる時間に検出されることに注意が必要です。この時間差は、高高度宇宙船から地球の磁気圏を観測する場合1～15分から、地球軌道から太陽圏境界を画像化する場合1年以上まで変化します。[ 2 ]
ENAの研究は、地球規模の磁気圏および太陽圏のプロセスに関する理解を深める可能性を秘めていたものの、当初は実験上の大きな困難が伴ったため、その進展は阻害された。
1960年代後半、ENAの直接測定の最初の試みにより、その困難さが明らかになった。ENAのフラックスは非常に弱く、1秒あたり1cm2個未満の粒子しか発生しないこともあり、通常は固体表面との接触による二次電子放出によって検出される。ENAは、紫外線（UV）および極端紫外線（EUV）放射を含む領域に存在し、同様の放出を生み出すフラックスの100倍の強度を持つ。[ 2 ]
理想的なENA計測器は、具体的には以下の点も満たす必要がある。
ENAによるリモートセンシングの課題は、宇宙船への応用によって課される厳しい制約の中で、質量分析と微弱な粒子束のイメージングを組み合わせることにある。[ 8 ]
成功するためには、観測機器が特定のENAエネルギーに特化する必要があることは、ごく早い段階で明らかになった。以下では、高エネルギー（HENA）または中エネルギー（MENA）観測機器の典型的な機能を、非常に簡略化した形で説明し、相違点についても言及する。添付の図は、NASAのIMAGEミッションに搭載されたHENAカメラのものであり、以下の説明はIMAGEミッションの観測機器に最も近いものである。
一連の静電板が荷電粒子を装置から遠ざけ、入射する中性原子のビームを数度の範囲に収束させる。
HENA：飛行時間（TOF）は、光子バックグラウンドノイズの除去にも効果的な同時検出要件によって決定されます。ENAは、エネルギーをほぼ完全に保持したまま薄膜を通過し、粒子エネルギー検出器に到達します。同時に、薄膜から前方散乱された電子は、静電的にイオン化されて検出器に偏向され、スタートパルスが生成されます。固体検出器（SSD）に到達したENAは、エンドパルスを生成し、その衝突位置から軌跡、ひいては経路長が求められます。スタート信号とストップ信号によってTOFが決定されます。
電子が入射光子によって散乱された場合、停止パルスを生成するENAは検出されません。予想される粒子のエネルギーに適した確立された時間内に停止パルスが検出されない場合、開始パルスは破棄されます。[ 31 ]
MENA：中エネルギーENAは、HENA装置で使用されるフィルムを透過する際にエネルギーを失いすぎる。必要なより薄いフィルムは、入射UVおよびEUVによって損傷を受けやすい。そのため、金回折格子を使用することで光子が装置に入るのを防ぐ。超薄型カーボンフィルムが回折格子の裏側に取り付けられている。ENAは回折格子とフィルムを通過して固体検出器（SSD）に衝突し、電子を散乱させて、上記のHENAと同様に経路長とTOFの決定を可能にする。[ 32 ]
経路長と飛行時間（TOF）が分かれば、速度を決定できる。
箔を通過したENA（電磁原子）が照射された固体検出器（SSD）は、そのエネルギーを検出する。箔を通過する際に生じるわずかなエネルギー損失は、機器の校正によって補正される。
エネルギーと速度が分かれば、粒子の質量はエネルギー = mv 2 /2 から計算できる。あるいは、検出された散乱電子の数も ENA の質量を測定するために使用できる。[ 1 ]
質量分解能の要件は通常控えめで、せいぜい水素（1 AMU）、ヘリウム（4 AMU）、酸素（16 AMU）原子を区別するだけでよく、木星の磁気圏には硫黄（32 AMU）も存在すると予想されている。[ 1 ] [ 2 ]
通常、回転する宇宙船から画像を取得することで、方向識別の第2の次元が得られます。2つの異なる衛星からの同期観測を組み合わせることで、ステレオ画像が可能になります。[ 2 ] TWINSミッションの結果は、2つの視点から地球の磁気圏の3次元的な性質についてより多くの情報が得られるため、非常に期待されています。
コリメータは似ているが、NASA GSFC LENAのような低エネルギー機器は箔剥離技術を使用する。入射ENAはタングステンなどの表面と相互作用してイオンを生成し、その後イオン分光計で分析される。[ 1 ] [ 33 ] [ 34 ]
月面から放出される原子やより軽いENAを検出する必要があるため、チャンドラヤーン1号に搭載されたESA LENAには、ナトリウム、カリウム、鉄などのより重い質量を分解するように設計された質量分析計が組み込まれています。[ 14 ]
2005年の時点では、専用のENA検出器は合計6個しか打ち上げられていませんでした。[ 1 ] TWINSおよびIBEXミッションで搭載機器が打ち上げられたことで、2009年には合計9個となり、わずか4年間で50%増加しました。ENAイメージングを使用した宇宙プラズマ観測は、ついに実用化されつつある新興技術です。
この技術を完成させるには、まだいくつかの改良が必要です。角度分解能は数度まで低下し、異なる種を分離できるようになりましたが、課題の1つは、エネルギー範囲を約500 keVまで拡大することです。この高エネルギー範囲は、地球内部磁気圏のプラズマ圧力の大部分と、より高エネルギーの放射線帯の一部をカバーしているため、地上のENAイメージングに望ましいものです。[ 1 ]
1 keV以下の低エネルギーENAの場合、イメージング技術は全く異なり、入射ENAによって表面から剥ぎ取られたイオンの分光分析に依存します。水星の磁気圏は磁場が小さく形状も小さいため、サブkeV測定の改善が水星磁気圏のイメージングには必要になります。[ 1 ]
太陽圏は、地球の磁気圏が地球を保護する繭であるのと同様に、太陽系を保護する繭のような役割を果たしている。ENA（電子核融合原子核）によって得られた宇宙プラズマの挙動に関する知見は、宇宙環境の理解に極めて重要なものとなっている。
磁気圏がなければ、地球は太陽風の直接的な攻撃にさらされ、大気を維持できなくなる可能性がある。太陽放射への曝露が増加するだけでなく、磁気圏がなければ地球上の生命は存在し得ないだろう。同様に、太陽圏は太陽系を、本来なら有害な宇宙線の大部分から守っており、残りの宇宙線は地球の磁気圏によって偏向される。
軌道上の人工衛星のほとんどは磁気圏によって保護されているものの、地磁気嵐は導体に電流を誘起し、宇宙空間と地上のケーブルの両方で通信障害を引き起こす。太陽活動が活発な時期には、磁気圏と環電流、そしてそれらが太陽風とどのように相互作用するかを理解することで、人工衛星やその他の宇宙ミッションをより効果的に保護することができる。
深宇宙ミッションに参加する宇宙飛行士は地球の保護を受けられないため、宇宙線や太陽風への曝露に影響を与える可能性のある要因を理解することは、有人宇宙探査にとって極めて重要である。[ 35 ] [ 36 ] [ 37 ]
^天文学者は太陽系内の距離を天文単位（AU）で測定します。1 AU は地球と太陽の中心間の平均距離、つまり149,598,000 キロメートル（92,956,000マイル）。冥王星は太陽から約 38 AU、木星は約 5.2 AU の距離にあります。1光年は 63,240 AU です。
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