Ciencia con OUL

1. Estudio de la exosfera/magnetosfera terrestre

Los fotones solares de Lyα son dispersados por los átomos de hidrógeno (HI) presentes en la exosfera terrestre, produciendo un halo de Lyα alrededor de la Tierra que se extiende mucho más allá de la órbita geoestacionaria (6.6 radios terrestres).

OUL está diseñado para mapear la exosfera desde el exterior, midiendo simultáneamente la emisión exosférica y el fondo heliosférico variable, obteniendo  mediciones precisas de la distribución de Hidrógeno neutro a distancias de varios radios terrestres. Utilizando la Luna como una plataforma gravitacional estable alrededor de la Tierra, OUL podrá construir una imagen 3D de la exosfera y la magnetosfera terrestres. El monitoreo del entorno terrestre permitirá asimismo estudiar la variabilidad de la estructura exosférica ante la acción de la meteorología espacial. Además, OUL mapeará la radiación de la exosfera/magnetosfera producida por oxígeno neutro y helio ionizado. Se espera que el oxígeno sea abundante en planetas similares a la Tierra, pero incluso en la Tierra, su distribución exosférica es poco conocida en altos radios terrestres. Todos los trazadores objetivos para la misión OUL, HI, OI y HeII, son también  importantes trazadores de Átomos Neutros Energéticos (ENA, por sus siglas en inglés). Los ENA se crean en colisiones de intercambio de carga entre iones de plasma caliente (protones, partículas alfa) y el gas neutro frío en el entorno magnetosférico/exosférico. La distribución espacial de la emisión de ENA indica por tanto la ubicación de colisiones frecuentes entre partículas rápidas (viento solar, regiones de reconexión magnética, cinturones de radiación) y pueden usarse como trazadores de estos fenómenos. La amplia imagen de campo y la rápida lectura de OUL permitirán separar claramente la contribución de ambas fuentes de radiación en la línea de UV lejano.

Objetivos del estudio de la exosfera terrestre

2. Sistema Solar

Heliosfera

La dispersión de los fotones solares Lyα por el hidrógeno neutro dentro de la heliosfera produce un brillante fondo de UV lejano, reportado por primera vez a partir de los datos de la misión OGO-5 (Bertaux & Blamont 1971). A medida que el Sistema Solar cruza la Nube Interestelar Local (LIC), la heliosfera crea un frente de choque formado fundamentalmente por átomos de hidrógeno neutro, situado a 94 UA del Sol, con longitud eclíptica (J2000) 255.º 4 ± 0.5 y latitud 5.º1 ± 0.2 (Witte et al. 1996). La intensidad de Lyα heliosférica varía de acuerdo con la actividad solar, así como en diferentes puntos de la órbita terrestre debido a la geometría de la heliosfera. OUL podrá identificar y monitorizar estas variaciones gracias a su gran campo de visión y resolución.

Júpiter

Observaciones en el rango ultravioleta llevadas a cabo por misiones como HST o FUSE han medido la variabilidad temporal de la aurora joviana, reflejando estas variaciones posibles distorsiones en el campo magnético de Júpiter. A pesar del pequeño tamaño angular de la magnetosfera joviana a la distancia de Júpiter, la alta resolución de OUL permitirá resolver esta estructura, además de detectar su envoltura de hidrógeno a través de la radiación Lyα y estudiar la respuesta de estas estructuras a la actividad solar.

OUL monitoreará posibles variaciones en la emisión UV para completar y ayudar en la interpretación de las mediciones in situ tomadas por naves espaciales que operan localmente, como Juno o Juice. Además, el conjunto de filtros del OUL permitirá la observación del impacto de los satélites galileanos en la distribución de materia difusa dentro del sistema, incluyendo posible contaminación por el vulcanismo de Ío.

Cuerpos menores en órbitas cercanas a la Tierra

Realizar un estudio sistemático de la heliosfera en Lyα permitirá detectar y estudiar la evaporación de cometas durante la misión. Las observaciones en Lyα son una manera ideal de buscar cometas, ya que el hidrógeno neutro es el componente principal de la coma. Estas observaciones se utilizarán para determinar la tasa de producción de agua del cometa a lo largo del tiempo (Bertaux et al. 1998; Maekinen et al. 2000).

OUL se basará en la experiencia del SOHO/SWAN, proporcionando una mayor resolución angular (0,05°en lugar de 1º) y un amplio campo de visión. Esta mayor resolución angular mejorará la detectabilidad, ya que las colas de los cometas son estructuras irregulares. Las imágenes de alta resolución de la distribución de hidrógeno en la envoltura y la cola del cometa son una herramienta muy sensible para estudiar los procesos fotoevaporativos y la ionización por fotones solares. Además, la cola interactúa con el viento solar a través de procesos magnéticos y reacciones de intercambio de carga; por lo tanto, las observaciones en UV serán también fundamentales para estudiar las propiedades del viento solar a lo largo de la trayectoria del cometa.

El rango UV lejano es muy sensible a pequeñas columnas de polvo. Durante la misión del OUL, la heliosfera será explorada en todo el rango [112 nm -180 nm] para detectar concentraciones de nubes de polvo. Durante la vida útil del OUL, la Tierra cruzará las órbitas de las Oriónidas, Táuridas y Leónidas haciendo posible el estudio de sus nubes de polvo a través de las observaciones de OUL. Además, los filamentos y nubes de polvo también serán detectados contra el fondo UV heliosférico.

3. La Luna

OUL también permitirá el estudio de la composición de la Luna, especialmente de la abundancia de hierro y del grado de hidratación. Este estudio es especialmente relevante en la investigación de la hidratación de los polos lunares, en previsión de futuros asentamientos humanos que se espera comiencen en un futuro cercano. La hidratación de las rocas puede medirse utilizando el fuerte borde de absorción del agua en el UV lejano (cerca de 165 nm) mediante un simple ajuste lineal del espectro de reflectancia en el rango de 164 nm-173 nm; este método se aplicó con éxito utilizando el instrumento Lyman Alpha Mapping Project (LAMP) a bordo del Lunar Reconnaissance Orbiter (ver imagen).

Durante la era Apolo, los astronautas observaron un resplandor en el horizonte y rayos en la atmósfera más externa de la Luna, o «exosfera». Desde entonces, muchos científicos han sugerido que estos fenómenos fueron causados por la luz solar dispersada por granos de polvo en la exosfera. Las preguntas sobre cómo el polvo lunar y los plasmas polvorientos se cargan, movilizan y transportan siguen siendo centrales hoy en día. OUL está diseñado para responder a estas preguntas mediante la detección de nubes de polvo y penachos, así como su interacción con la radiación solar y las partículas.

4. Astronomía

El pequeño tamaño de OUL resultará en una pequeña área efectiva (~1 cm²). Por lo tanto, solo las fuentes UV más brillantes, como las estrellas OBA o las erupciones de estrellas M muy activas y cercanas serán detectables. Sin embargo, su amplio campo de visión y su estrategia de rastreo permitirán un monitoreo continuo útil para múltiples propósitos, como estudios de variabilidad (pérdida de masa, pulsación) o la medición de la frecuencia de superllamaradas en estrellas similares al Sol. En este sentido, OUL es un instrumento único para la astrofísica de dominio temporal, ya que combina la rápida lectura del detector MCP con un campo de visión muy amplio.

Las capacidades del OUL se pueden apreciar en la imagen, donde la emisión UV galáctica detectada por SOHO/SWAN se compara con las fuentes UV detectadas por el International UV Explorer durante su vida útil.

Objetivos científicos Astronomía

5. Aplicaciones en Astrobiología

La observación de tránsitos planetarios permite acceder a propiedades importantes de los planetas y su interacción con la estrella anfitriona, siendo la línea Lyα uno de los trazadores más importantes en la caracterización de envolturas gaseosas exoplanetarias. Determinar con precisión las propiedades de la exosfera terrestre, comprender su variabilidad y el impacto de los cinturones de radiación en la curva de luz de la Tierra es fundamental para la correcta interpretación de las observaciones en la línea Lyα durante tránsitos de exoplanetas similares a la Tierra. La misión OUL está diseñada para determinar la distribución de gas neutro en la exosfera terrestre y su respuesta al viento solar/actividad solar. Los fotones solares de Lyman-α son dispersados por los átomos de hidrógeno (HI) en la exosfera, produciendo un halo Lyα alrededor de la Tierra que se extiende más allá de 10 radios terrestres. OUL utilizará su ubicación privilegiada en la órbita lunar para obtener el primer mapa tridimensional de la exosfera terrestre desde el exterior, monitoreando la emisión de Lyα de la Tierra durante todo un período sinódico lunar; idealmente el período que incluye el 26 de junio de 2029 para observar la Tierra durante el eclipse lunar total y cerca del próximo máximo de actividad solar.

Estos mapas son fundamentales para futuras misiones que busquen y estudien exo-tierras.

Obejtivos Científicos en Astrobiología