Yohkoh - Yohkoh

Yohkoh
Yohkoh.jpg
Conceito artístico da espaçonave japonesa Yohkoh
Nomes Solar-A (antes do lançamento
Tipo de missão Heliofísica
Operador ISAS / NASA / PPARC
COSPAR ID 1991-062A
SATCAT nº 21694
Local na rede Internet Página inicial de Yohkoh
Propriedades da espaçonave
Massa de lançamento 390 quilogramas (860 lb)
Dimensões 2 m (6 pés 7 pol.) X 2 m (6 pés 7 pol.) X 4 m (13 pés)
Início da missão
Data de lançamento 02:30, 30 de agosto de 1991 (UTC) ->  ( 1991-08-30T02: 30Z )
Foguete Mu-3S-II
Local de lançamento Kagoshima M1
Fim da missão
Data de decadência 12 de setembro de 2005
Parâmetros orbitais
Sistema de referência Geocêntrico
Altitude do perigeu 516 quilômetros (321 mi)
Altitude de apogeu 754 quilômetros (469 mi)
Inclinação 31,3 °
Período 97,4 min
 

Yohkoh ( ようこう , Raio de Sol em japonês ), conhecido antes do lançamento como Solar-A , foi um Solar nave espacial observatório do Instituto de Espaço e Ciência Astronáutica ( Japão ), em colaboração com as agências espaciais no Estados Unidos eo Reino Unido . Foi lançado na órbita da Terra em 30 de agosto de 1991 pelo foguete M-3SII do Centro Espacial de Kagoshima . Ele fez sua primeira imagem de raio-X suave em 13 de setembro de 1991 21:53:40, e representações de filmes da coroa de raios-X entre 1991-2001 estão disponíveis no site Yohkoh Legacy .

Descrição

O satélite estava estabilizado em três eixos e em uma órbita quase circular. Ele carregava quatro instrumentos: um telescópio de raios-X macio (SXT), um telescópio de raios-X rígido (HXT), um espectrômetro de cristal de Bragg (BCS) e um espectrômetro de banda larga (WBS). Cerca de 50 MB foram gerados a cada dia e armazenados a bordo por um gravador de memória de bolha de 10,5 MB .

Porque SXT utilizou um dispositivo de carga acoplada (CCD) como seu dispositivo de leitura, talvez sendo o primeiro telescópio astronômico de raios-X a fazer isso, seu "cubo de dados" de imagens era extenso e conveniente, e revelou muitos detalhes interessantes sobre o comportamento da coroa solar. As observações anteriores de raios-X solares suaves, como as do Skylab , foram restritas ao filme como um dispositivo de leitura. Yohkoh, portanto, retornou muitos resultados científicos novos, especialmente em relação a explosões solares e outras formas de atividade magnética.

A missão terminou depois de mais de dez anos de observação bem-sucedida quando entrou em seu modo de "segurança" durante um eclipse anular em 14 de dezembro de 2001 20:58:33 e a espaçonave perdeu contato com o sol. Erros operacionais e outras falhas combinadas de forma que seus painéis solares não puderam mais carregar as baterias, que se esgotaram irreversivelmente; vários outros eclipses solares foram observados com sucesso.

Em 12 de setembro de 2005, a espaçonave queimou durante a reentrada no sul da Ásia. O horário de reentrada, conforme fornecido pela Rede de Vigilância Espacial dos EUA , foi às 18h16, Horário Padrão do Japão (JST).

Instrumentos

Yohkoh carregava quatro instrumentos:

  • O Soft X-ray Telescope (SXT) era um telescópio de raios-X com espelho de incidência de raio-X e um sensor CCD. Havia também um telescópio óptico co-alinhado usando o mesmo CCD, mas após a falha do filtro de entrada em novembro de 1992, ele se tornou inutilizável.

O CCD tinha 1024 × 1024 pixels com tamanho angular de pixel de 2,45 ″ × 2,45 ″, uma função de propagação de pontos (largura do núcleo FWHM) de cerca de 1,5 pixels (ou seja, 3,7 ″), um campo de visão de 42 ′ × 42 ′, que era um pouco maior do que todo o disco solar. A resolução de tempo típica era de 2 s no modo de flare e 8 s no modo silencioso (sem flare), a resolução de tempo máxima em 0,5 s.

Para discriminação espectral, STX empregou filtros de banda larga instalados em uma roda de filtro. Havia cinco posições de filtro utilizáveis: filtro Al de 1265 Å de espessura (banda de passagem de 2,5 Å – 36 Å), filtro Al / Mg / Mn (2,4 Å – 32 Å), filtro de 2,5 μm Mg (2,4 Å – 23 Å), 11,6 Filtro μm Al (2,4 Å – 13 Å), filtro Be 119 μm (2,3 Å – 10 Å). Antes da falha do filtro de entrada em novembro de 1992, mais três posições de filtro estavam disponíveis: nenhum filtro de análise (2,5 Å – 46 Å), filtro óptico de banda larga (4600 Å – 4800 Å), filtro óptico de banda estreita (4290 Å – 4320 Å).

  • O Hard X-ray Telescope (HXT) era um gerador de imagens de raios-X de síntese de Fourier com 64 colimadores bigrid amostrando esparsamente o plano (u, v) e alimentando detectores individuais de contagem de cintilação. O HXT era sensível a fótons com energias de 14 keV a 93 keV, esta faixa foi dividida em quatro bandas de energia (denominadas L, M1, M2, H). A resolução angular foi de cerca de 5 ″, o campo de visão da síntese da imagem é de 2 ′ × 2 ′, a resolução máxima de tempo foi de 0,5 s.
  • O Espectrômetro de Cristal de Bragg (BCS) era dois espectrômetros de cristal curvado sensíveis em quatro linhas espectrais: a linha do íon Fe XXVI (1,76 Å – 1,81 Å), íon Fe XXV (1,83 Å – 1,90 Å), íon Ca XIX (3,16 Å – 3,19 Å), e íon S XV (5,02 Å – 5,11 Å). A resolução espectral variou na faixa de λ / Δλ = 3000–8000, a resolução de tempo típica no modo de flare foi de 8 s, o máximo é de 0,125 s. BCS integra radiação em todo o disco solar.
  • O Espectrômetro de Banda Larga (WBS) tinha capacidades espectroscópicas em uma ampla banda de energia de 3 keV a 100 MeV. A WBS era um conjunto de quatro subinstrumentos, cada um deles produz a contagem de pulsos (PC) correspondente à intensidade integrada em uma banda e o perfil de altura de pulso (PH) que correspondia ao espectro. A resolução do tempo para PC (0,125 s – 4 s para diferentes subinstrumentos e modos) foi 8–16 vezes melhor do que para PH (1 s – 32 s). A WBS integrou a radiação sobre todo o Sol e não resolveu a posição da fonte.
    • O espectrômetro de raios X suave (SXS) consistia em dois contadores de gás proporcionais com banda de energia nominal de 5 keV – 40 keV, que foi dividido em dois canais de PC e 128 canais de PH. Após o lançamento, foi descoberto que a relação entre o pH e a energia estava distorcida. Nenhuma calibração de energia para dados de WBS PH estava disponível em 1999.
    • O Hard X-ray Spectrometer (HXS) era um cintilador NaI (Tl) . A faixa de energia após junho de 1992 era de 24 keV-830 keV. Foi dividido em 2 canais de PC e 32 canais de PH.
    • O espectrômetro de raios gama (GRS) consistia em dois cintiladores de óxido de germanato de bismuto idênticos. Ele cobriu a faixa de energia de 0,3 MeV-100 MeV, que foi dividida em 6 canais de PC e 128 + 16 canais de PH.
    • O Radiation Belt Monitor (RBM), ao contrário dos outros três, não era voltado para observações de erupções solares e servia para soar o alarme para a passagem do cinto de radiação .

Referências

links externos