ルーベン・ラマティ 高エネルギー太陽分光イメージング装置

ルーベン・ラマティ 高エネルギー太陽分光イメージング装置

太陽を観測するRHESSI宇宙船
名前	エクスプローラー 81 HESSI 高エネルギー太陽分光イメージャー RHESSI SMEX-6
ミッションタイプ	太陽観測所
オペレーター	NASA /宇宙科学研究所
コスパーID	2002-004A
SATCAT番号	27370
Webサイト	レッシ
ミッション期間	2年（計画）[1] 16年6ヶ月10日（達成）
宇宙船の特性
宇宙船	探検家 LXXXI
宇宙船の種類	ルーベン・ラマティ 高エネルギー太陽分光イメージング装置
バス	レッシ
メーカー	スペクトラムアストロ株式会社[1]
打ち上げ質量	293 kg (646 ポンド) [2]
寸法	2.16 × 5.76 m (7 フィート 1 インチ × 18 フィート 11 インチ)
力	414ワット
ミッション開始
発売日	2002年2月5日 20:58:12 UTC [3]
ロケット	ペガサスXL（F31）
発射場	ケープカナベラル、スターゲイザー
請負業者	オービタル・サイエンシズ・コーポレーション
入隊	2002
ミッション終了
無効化	2018年8月16日[4]
最後の連絡	2018年4月11日
減衰日	2023年4月20日（UTC）[5]
軌道パラメータ
参照システム	地球中心軌道[6]
政権	低軌道
近地点高度	579 km (360 マイル)
遠地点高度	607 km (377 マイル)
傾斜	38.04°
期間	96.50分
メイン望遠鏡
タイプ	コード化アパーチャマスク
焦点距離	1.55 m (5 フィート 1 インチ)
収集エリア	150 cm 2 (23平方インチ)
波長	X線 /ガンマ線（γ線）
解決	100 keVまでは2秒角、 400 keVまでは7秒角、 1 MeV以上では36秒角[2]
楽器
ルーベン・ラマティ高エネルギー太陽分光イメージング装置 (RHESSI)
HESSIミッションパッチ エクスプローラープログラム

ルーベン・ラマティ高エネルギー太陽分光撮像装置（RHESSI、元々は高エネルギー太陽分光撮像装置またはHESSIまたはエクスプローラー81）は、 NASAの 太陽フレア観測装置でした。これは、小型エクスプローラー計画（SMEX）の6番目のミッションであり、1997年10月に選択され^{[1] [7] 、2002年2月5日20:58:12} UTCに打ち上げられました。その主な使命は、太陽フレアにおける粒子加速とエネルギー放出の物理学を調査することでした。

宇宙船は打ち上げから21年後の2023年4月20日00:21 UTCに地球の大気圏に再突入した。^[5]

HESSIは、高エネルギー太陽物理学の分野の先駆者であるルーベン・ラマティ博士に敬意を表して、2002年3月29日にRHESSIに改名されました。RHESSIは、NASAの科学者にちなんで名付けられた最初の宇宙ミッションでした。 ^{[8] RHESSIは}、ゴダード宇宙飛行センターのためにスペクトラムアストロ社によって構築され、カリフォルニア州バークレーの宇宙科学研究所によって運用されました。2002年から2012年までの主任研究員はロバート・リンで、その後はサム・クルッカーが引き継ぎました。^[9]

宇宙船全体が回転して、必要な信号変調を行った。4枚の固定太陽電池パネルは、太陽ベクトルの周りの回転を安定させるのに十分なジャイロモーメントを提供するように設計された。これにより、姿勢制御の必要性が大幅に排除された。機器検出器は、9個の高純度ゲルマニウム結晶であった。それぞれが機械式クライオクーラーによって極低温まで冷却された。ゲルマニウムは、光電効果による検出だけでなく、入射光線の電荷堆積による固有の分光法も提供した。結晶はクライオスタットに収容され、低伝導性のストラップで取り付けられた。管状の望遠鏡構造が宇宙船の大部分を形成した。その目的は、コリメータをGe結晶の上の既知の固定位置に保持することであった。

衛星バスは、構造と機構、電力システム（バッテリー、太陽電池パネル、制御電子機器を含む）、姿勢制御システム、熱制御システム、コマンドおよびデータ処理システム（C＆DH）、および通信システムで構成されていました。宇宙船の構造は、望遠鏡やその他のコンポーネントを支えました。軽量でありながら強度を保つためにアルミニウム部品で製造されました。機器プラットフォームは、重量をさらに軽減するためにハニカム構造になっています。宇宙船は、アリゾナ州ギルバートのSpectrum Astro, Inc.によって製造されました。 ^[10]

撮像望遠鏡アセンブリは、望遠鏡チューブ、グリッドトレイ、太陽アスペクトシステム (SAS)、およびロール角システム (RAS) で構成されていました。スイスのポール・シェラー研究所で構築、組み立て、調整、テストが行​​われました。前面と背面のグリッドトレイは望遠鏡チューブに取り付けられていました。これにより、トレイの分離と調整が維持されました。9 つのグリッドが、望遠鏡チューブの両端のグリッドトレイに取り付けられていました。宇宙船が望遠鏡チューブの軸の周りを回転するときに、グリッドペアが太陽フレアのX 線とガンマ線の放射の検出器への透過を調整しました。9 つの検出器の調整されたカウントレートは、地上のコンピューターで異なるエネルギー帯域の太陽フレアの画像を作成するために使用されました。5 つの粗いグリッド (正方形) は、オランダの Van Beek Consultancy によって構築されました。4 つの細かいグリッド (円形) は、マサチューセッツ州の Thermo Electron Tecomet によって構築されました。すべてのグリッドは、ゴダード宇宙飛行センターで光学的およびX線的に特性評価された後、ポール・シェラー研究所に送られ、画像望遠鏡アセンブリに統合されました。^[10]

分光計には、望遠鏡の9つのグリッドペアの後ろに配置された9つのゲルマニウム検出器が含まれていました。これらの人工的に生成された結晶は、1兆分の1を超える純度で、パーキンエルマーインスツルメンツのORTEC部門によって製造されました。これらを極低温まで冷却し、高電圧（最大4000ボルト）を加えると、入射するX線とガンマ線が電流パルスに変換されました。電流の量は光子のエネルギーに比例し、カリフォルニア州バークレーのローレンスバークレー国立研究所と宇宙科学研究所で設計された高感度電子機器によって測定されました。検出器は、サンパワー社によって製造され、ゴダード宇宙飛行センターで飛行資格を取得した電気機械式スターリングサイクルクライオクーラーで冷却されました。 ^{[11] これにより、検出器は必要な動作温度である-198°C（-324.4°F）、つまり}絶対零度より75°高い温度に維持されました。

RHESSI は、軟 X 線 (約 3 keV ) からガンマ線 (最大約 20 MeV) までのエネルギー光子で太陽フレアを画像化し、最大約 20 MeV のガンマ線エネルギーまでの高解像度分光法を提供するように設計されています。さらに、高いスペクトル分解能で空間分解分光法を実行する機能も備えています。

研究者たちは、フレア中に放出されるエネルギーの多くは、電子（主にX線を放出）と陽子およびその他のイオン（主にガンマ線を放出）を非常に高いエネルギーに加速するために使われると考えています。RHESSIミッションの新しいアプローチは、硬X線とガンマ線の高解像度画像と高解像度分光法を初めて組み合わせ、画像の各ポイントで詳細なエネルギースペクトルを取得できるようにすることでした。この新しいアプローチにより、研究者はこれらの粒子がどこでどのようなエネルギーに加速されるかを知ることができました。このような情報は、太陽フレア現象の核心にある基本的な高エネルギープロセスの理解を深めるでしょう。

RHESSI の主な科学的目的は、フレア発生時に太陽大気の磁化されたプラズマ内で発生する以下のプロセスを理解することでした。

• 衝動的なエネルギー放出
• 粒子加速
• 粒子とエネルギーの輸送

これらの高エネルギー過程は、磁気圏から活動銀河に至るまで、宇宙のあらゆる場所で重要な役割を果たしています。したがって、これらの過程を理解することの重要性は太陽物理学の分野を超えており、宇宙物理学と天体物理学の主要な目標の 1 つです。

対象となる高エネルギープロセスには次のものがあります。

• 不安定な磁気構成に蓄えられたエネルギーの急速な放出
• このエネルギーは同様に急速に高温プラズマと加速粒子（主に電子、陽子、イオン）の運動エネルギーに変換される。
• これらの粒子が太陽の大気圏を通過して惑星間空間に輸送される
• その後の太陽大気の加熱

これらのプロセスには以下が含まれます。

• 粒子エネルギーは数GeV
• 数千万度、あるいは数億度の温度
• 1平方センチメートルあたり1億個という低密度
• 数万キロメートルの空間スケール、そして
• 磁気封じ込め時間は数秒から数時間

地球上の実験室でこれらの条件を再現することは不可能です。

電子の加速は硬X線とガンマ線の制動放射線によって明らかにされ、陽子とイオンの加速はガンマ線と連続線によって明らかにされます。太陽に近いということは、これらの高エネルギー放射が他のどの宇宙源よりも桁違いに強いだけでなく、空間的にも時間的にもよりよく分解できることも意味します。

X 線は反射や屈折しにくいため、X 線での画像化は困難です。この問題の解決策の 1 つは、X 線を選択的にブロックすることです。入射する光子の方向に応じて X 線がブロックされると、画像を再構成できる可能性があります。RHESSI の画像化機能は、ミラーやレンズではなく、 9 個の回転変調コリメータ(RMC) を使用したフーリエ変換技術に基づいています。各 RMC は、間隔が広く、細かいスケールの線形グリッドの 2 セットで構成されていました。宇宙船が回転すると、これらのグリッドが、時間的に光子信号を変調する太陽から来る可能性のある X 線をブロックしたり、ブロックを解除したりします。空間情報は時間領域に保存されるようになったため、RMC の後ろに配置した空間分解能のない検出器で変調を測定できます。単一 RMC の半回転にわたる変調パターンは、空間ソース寸法の範囲が狭いものの、角度方向の全範囲にわたって多くの空間フーリエ成分の振幅と位相を提供しました。それぞれスリット幅が異なる複数の RMC は、フレア ソース サイズの全範囲をカバーしました。次に、マルチ ベースライン ラジオ干渉法と数学的に正確に類似した方法で、測定されたフーリエ成分のセットから画像を再構成しました。RHESSI は、約 4 keV から約 100 keV までの X 線エネルギーで 2秒角、約 400 keV から約 7 秒角、1 MeV を超えるガンマ線と連続放射で 36 秒角の空間分解能を提供しました。

RHESSI は、太陽以外の方向からやってくるガンマ線も観測できました。よりエネルギーの高いガンマ線は宇宙船の構造を通過し、あらゆる角度から検出器に衝突しました。このモードは、ガンマ線バースト(GRB) の観測に使用されました。入射ガンマ線はグリッドによって変調されないため、位置情報や画像情報は記録されませんでした。ただし、検出器に前後のピックアップがあるため、大まかな位置を導き出すことはできました。また、バーストに近い検出器は、バーストから遠い検出器を遮蔽しました。9 つの結晶の周囲と前後の信号強度を比較すると、空間内の大まかな 2 次元位置がわかりました。

検出器ヒットの高解像度タイムスタンプと組み合わせると、RHESSI ソリューションは地上で IPN (惑星間ネットワーク) の他の宇宙船と相互参照され、優れたソリューションを提供できます。ゲルマニウム結晶アセンブリの大きな領域と高感度により、RHESSI は強力な IPN コンポーネントになりました。他の宇宙船がバーストの位置を提供できたとしても、RHESSI ほど高品質のバーストのスペクトル (時間とエネルギーの両方) を提供できるものはほとんどありませんでした。ただし、まれに太陽の近くで GRB が視準視野内で発生することがあります。その場合、グリッドは完全な情報を提供し、RHESSI は IPN 相関がなくても GRB の正確な位置を提供できました。

RHESSI は、太陽フレアを X 線とガンマ線で高解像度で撮影することを目的としていました。X 線とガンマ線は、3 keV ～ 20 MeV のエネルギー範囲をカバーし、エネルギー分解能は約 1 keV、空間分解能はわずか数秒角です。撮影は、太陽に向けられた回転軸と平行に取り付けられた、幅 9 cm (3.5 インチ) のタングステンまたはモリブデンのワイヤ グリッドが 9 組 (前後に 1.5 m (4 フィート 11 インチ) 間隔で配置) 含まれる 45 × 170 cm (18 × 67 インチ) の管によって行われました。管は、宇宙船が 15 rpmの速度で回転すると、その軸の周りを回転します。回転中、太陽上のどの点からの光子も、グリッド ペアを通過するか、またはいずれかのグリッドによってブロックされます。これにより、その点から発せられる光子の強度が変調されます。変調の深さは、スピン軸に正確に沿って到着する光子に対してはゼロで、軸外の光子に向かって徐々に増加します。各グリッドペアの背後には、直径 7.1 cm、厚さ 8.5 cm (3.3 インチ) の極低温 (75 K) ゲルマニウム検出器があります。9 つの検出器のそれぞれからの出力は、任意のエネルギーでフーリエ解析され、太陽上の拡張されたソース領域の完全な 2 次元空間スペクトルを提供できます。完全な空間スペクトルが可能になったのは、各ワイヤグリッドペアのスリット幅、間隔、ワイヤの厚さが異なっていたためです。10分間の回転中に約 16 Gb のデータ蓄積がありました。テレメトリデータは、バークレー (カリフォルニア州)、ワロップス飛行施設(WFF)、バージニア州、サンティアゴ(チリ)、およびドイツのヴァイルハイムで収集されました。データの科学的分析には、多くの専用の地上ベースおよび衛星ベースの太陽観測所との緊密な協力が必要でした。RHESSI の二次的な目標は、かに星雲などの天文ソースを観測することでした。^[12]

RHESSIの観測は、太陽フレア、特にフレアの高エネルギー過程に対する私たちの見方を変えました。その観測は、科学雑誌での多数の出版や会議での発表につながりました。2017年までに、衛星は2,474の出版物、書籍、プレゼンテーションで参照されました。^[13] コレクション「太陽フレアの高エネルギー側面：RHESSIに触発されたモノグラフ」^[14]には、2011年までのRHESSI太陽フレア研究のレビューが含まれています。

• RHESSIは太陽フレアからのガンマ線を撮影した最初の衛星でした。^[15]
• これは、雷雨から発生する地上のガンマ線閃光を正確に測定した最初の衛星であり、そのような閃光は考えられていたよりも頻繁に発生し、ガンマ線の平均周波数は宇宙線源の平均よりも高いことを発見した。

通信障害により、RHESSIは2018年4月11日01:50 UTCに科学観測を停止した。^[16] 2018年8月16日に廃止され^[4] 、大気の抵抗により徐々に軌道が崩れて 安定した低軌道に留まった。

• エクスプローラーズプログラム

ウィキメディア・コモンズには、 RHESSIに関連するメディアがあります。

• RHESSI ウェブサイトは、NASA ゴダード宇宙飛行センターのWayback Machineで 2019 年 6 月 26 日にアーカイブされました。
• 宇宙科学研究所によるHESSIアーカイブウェブサイト
• 宇宙科学研究所によるRHESSIデータブラウザ
• RHESSI Science Nuggets、最近の科学研究成果を解説する隔週シリーズ