Pomiar pyłu kosmicznego
Pomiar pyłu kosmicznego odnosi się do badania małych cząstek materii pozaziemskiej, znanych jako mikrometeoroidy lub cząstki pyłu międzyplanetarnego (IDP), które są obecne w Układzie Słonecznym . Cząsteczki te mają zwykle rozmiary od mikrometrów do submilimetrów i składają się z różnych materiałów, w tym krzemianów, metali i związków węgla . Badanie pyłu kosmicznego jest ważne, ponieważ zapewnia wgląd w skład i ewolucję Układu Słonecznego , a także potencjalne zagrożenia stwarzane przez te cząstki dla statków kosmicznych i innych zasobów kosmicznych. Pomiar pyłu kosmicznego wymaga zastosowania zaawansowanych technik naukowych, takich jak spektrometria mas, mikroskopia optyczna i laserowa spektroskopia rozpadu (LIBS), aby dokładnie scharakteryzować fizyczne i chemiczne właściwości tych cząstek.
Przegląd
Z ziemi pył kosmiczny jest obserwowany jako rozproszone światło słoneczne z miriadów cząstek pyłu międzyplanetarnego oraz jako meteoroidy wchodzące do atmosfery . Obserwując meteor z kilku miejsc na ziemi, trajektorię i prędkość wejścia można określić za pomocą triangulacji . W przypadku meteorów Leonid zaobserwowano prędkości wejścia w atmosferę do 72 000 m / s .
Nawet meteoroidy wielkości poniżej milimetra uderzające w statek kosmiczny z prędkością około 300 m/s (znacznie szybciej niż pociski ) mogą spowodować znaczne uszkodzenia. Dlatego wczesne amerykańskie satelity Explorer 1 , Vanguard 1 i radziecki Sputnik 3 przenosiły proste 0,001 m 2 mikrofonowe detektory pyłu do wykrywania uderzeń mikrometrowych meteoroidów. Uzyskane strumienie były o rzędy wielkości większe niż oszacowane na podstawie pomiarów światła zodiakalnego. Jednak to ostatnie oznaczenie miało duże niepewności co do przyjętych rozmiarów i heliocentrycznych rozkładów gęstości promieniowej pyłu. Badania termiczne w laboratorium z detektorami mikrofonów sugerowały, że zarejestrowane wysokie wskaźniki zliczania były spowodowane hałasem generowanym przez zmiany temperatury na orbicie okołoziemskiej.
Znakomity przegląd początków badań nad pyłem kosmicznym opublikowali H. Fechtig, Ch. Leinert i O. Berg w książce Interplanetary Dust .
Akceleratory pyłu
Akcelerator pyłu jest kluczowym obiektem do opracowywania, testowania i kalibracji instrumentów do pyłu kosmicznego. Klasyczne działa mają prędkość wylotową od zaledwie kilku 100 m/s do 1 km/s, podczas gdy prędkości meteoroidów wahają się od kilku km/s do kilku 100 km/s dla cząstek pyłu wielkości nanometrów. Tylko eksperymentalne działa na gaz lekki (np. w NASA Johnson Space Center , JSC) osiągają w laboratorium prędkość pocisku od kilku km/s do 10 km/s. Poprzez zamianę pocisku na sabot zawierające cząsteczki pyłu, pociski pyłowe o dużej prędkości mogą być używane do eksperymentów z kraterami uderzeniowymi i kalibracją czujnika pyłu.
Kołem pociągowym do eksperymentów z uderzeniem pyłu z dużą prędkością jest elektrostatyczny akcelerator pyłu. Cząsteczki przewodzącego pyłu o rozmiarach od nanometra do mikrometra są naładowane elektrycznie i przyspieszane przez elektrostatyczny akcelerator cząstek do prędkości do 100 km/s. Obecnie działające akceleratory pyłu istnieją w IRS w Stuttgarcie w Niemczech (formalnie w Instytucie Fizyki Jądrowej Maxa Plancka w Heidelbergu) oraz w Laboratorium Fizyki Atmosfery i Przestrzeni Kosmicznej (LASP) w Boulder w Kolorado. Akcelerator pyłu LASP działa od 2011 roku i był wykorzystywany do podstawowych badań wpływu, a także do opracowywania instrumentów pyłowych. Obiekt jest dostępny dla społeczności planetarnych i kosmicznych.
Akceleratory pyłu są używane do badań kraterów uderzeniowych, kalibracji detektorów pyłu z jonizacją uderzeniową i badań meteorów. W elektrostatycznym akceleratorze pyłu można stosować wyłącznie cząstki przewodzące prąd elektryczny, ponieważ źródło pyłu znajduje się w zacisku wysokiego napięcia. James F. Vedder z Ames Research Center , ARC, użył liniowego akceleratora cząstek , ładując cząsteczki pyłu wiązką jonów w kwadrupolowej pułapce jonowej pod kontrolą wzrokową. W ten sposób szeroki zakres materiałów pyłowych można przyspieszyć do dużych prędkości.
Niezawodne wykrywanie kurzu
wielkości kortu tenisowego (200 m 2 ) na satelitach Pegasus wykryły znacznie mniejszy strumień cząstek o wielkości 100 mikronów, który nie stanowiłby znaczącego zagrożenia dla załogowych misji Apollo. Pierwsze wiarygodne wykrywanie pyłu meteoroidów wielkości mikronów zostało uzyskane przez detektory pyłu na pokładzie Pioneer 8 i 9 oraz HEOS 2 . Oba instrumenty były jonizacją uderzeniową detektory wykorzystujące zbieżne sygnały z jonów i elektronów uwolnionych po uderzeniu. Detektory miały czułość około 0,01 m2 i wykrywały poza ziemską magnetosferą średnio jedno uderzenie na dziesięć dni.
Analizy mikrokraterów
Mikrokratery na próbkach Księżyca dostarczają obszernego zapisu uderzeń w powierzchnię Księżyca. Niezerodowane rozpryski szkła z dużych uderzeń pokrywające krystaliczne skały księżycowe dobrze chronią mikrokratery.
mikroskopowe i skaningowego mikroskopu elektronowego mierzą gęstość mikrokraterów na pojedynczej próbce z kraterami o średnicach w zakresie od 10-8 do 10-3 m . Rozmiary kraterów uderzeniowych skorelowano z masami meteoroidów na podstawie symulacji akceleratora pyłu, zakładając efektywną prędkość uderzenia w powierzchnię Księżyca na poziomie 20 km/s. Ponieważ nie można było określić wiarygodnego wieku ekspozycji powierzchniowej na podstawie gęstości śladów rozbłysków słonecznych na tych samych skałach, do określenia strumienia pyłu międzyplanetarnego w odległości 1 AU wykorzystano pomiary sondy kosmicznej. Strumień tworzenia krateru o wielkości 100 μm (odpowiadający mikrometeoroidom o średnicy około 10 m −9 kg) dostosowano do strumienia obserwowanego przez satelity Pegasus. Strumień meteoroidów wielkości mikronów i mniejszych jest mniejszy niż odpowiedni strumień kraterów na powierzchni Księżyca z powodu znacznego szybkiego strumienia wyrzutów z pobliskich uderzeń większych meteoroidów. Strumień ten został dostosowany do strumienia meteoroidów obserwowanego przez sondy kosmiczne HEOS-2 i Pioneer 8/9.
Od kwietnia 1984 do stycznia 1990, Long Duration Exposure Facility NASA wystawił kilka pasywnych kolektorów uderzeniowych (każdy o powierzchni kilku metrów kwadratowych) na środowisko pyłu kosmicznego na niskiej orbicie okołoziemskiej . Po odzyskaniu LDEF przez prom kosmiczny Columbia analizowano tace na instrumenty. Wyniki generalnie potwierdziły wcześniejsze analizy księżycowych mikrokraterów.
Obserwacje zodiakalne pyłu optycznego i podczerwonego
światła zodiakalnego w różnych odległościach heliocentrycznych zostały przeprowadzone przez instrumenty fotometru światła zodiakalnego na sondach kosmicznych Helios 1 i 2 oraz Pioneer 10 i Pioneer 11 , w zakresie od 0,3 AU i 3,3 AU od Słońca. W ten sposób wyznaczono heliocentryczny profil promieniowy i wykazano, że zmienia się około 100-krotnie na tej odległości. Asteroid Meteoroid Detector (AMD) na Pioneer 10 i Pioneer 11 wykorzystywał detekcję optyczną i triangulację poszczególnych meteoroidów, aby uzyskać informacje o ich rozmiarach i trajektoriach. Niestety próg wyzwalania został ustawiony zbyt nisko, a szum uszkodził dane. Obserwacje światła zodiakalnego na długości fal światła widzialnego wykorzystują światło rozproszone przez pył międzyplanetarny cząstek, które stanowią zaledwie kilka procent docierającego światła. Pozostała część (ponad 90%) jest absorbowana i ponownie wypromieniowywana w zakresie fal podczerwonych.
Zodiakalna chmura pyłu jest znacznie jaśniejsza w zakresie fal podczerwonych niż widzialnych. Jednak na ziemi większość tych fal podczerwonych jest blokowana przez pasma absorpcji atmosferycznej. Dlatego większość astronomicznych w podczerwieni jest wykonywana z satelitów obserwatoriów kosmicznych. Satelita Astronomiczny Podczerwieni (IRAS) sporządził mapę nieba przy długości fali 12, 25, 60 i 100 mikrometrów. Pomiędzy długościami fal od 12 do 60 mikronów wyróżniał się pył zodiakalny. Później eksperyment Diffuse Infrared Background Experiment (DIRBE) w misji COBE NASA dostarczył kompletnego, bardzo precyzyjnego badania zodiakalnej chmury pyłu przy tych samych długościach fal.
Mapy nieba IRAS pokazały strukturę jasności nieba w zakresie fal podczerwonych. Oprócz szerokiego, ogólnego obłoku zodiakalnego i szerokiego, centralnego pasma asteroid, było kilka wąskich śladów komet . Dalsze obserwacje za pomocą Kosmicznego Teleskopu Spitzera wykazały, że co najmniej 80% wszystkich komet z rodziny Jowisza miało ślady. Kiedy Ziemia przechodzi przez ślad komety, z ziemi obserwuje się deszcz meteorytów . Ze względu na zwiększone ryzyko dla statków kosmicznych w takich strumieniach meteorytów, Europejska Agencja Kosmiczna opracował model IMEX, który śledzi ewolucję cząstek kometarnych, a tym samym pozwala nam określić ryzyko kolizji w określonych pozycjach i momentach w wewnętrznym Układzie Słonecznym.
Detektory penetracji
We wczesnych latach sześćdziesiątych detektory mikrometeorytów z komórkami ciśnieniowymi latały na satelitach Explorer 16 i Explorer 23 . Każdy satelita zawierał ponad 200 pojedynczych wypełnionych gazem komórek ciśnieniowych o metalowych ścianach o grubości 25 i 50 mikronów. Przebicie komórki przez uderzenie meteorytu może zostać wykryte przez czujnik ciśnienia. Instrumenty te dostarczyły ważnych pomiarów strumienia meteoroidów w pobliżu Ziemi. W 1972 i 1973 Pioneer 10 i Pioneer 11 międzyplanetarny statek kosmiczny przewoził po 234 detektory komórek ciśnieniowych, zamontowane z tyłu anteny czaszy głównej. Grubość ścianki ze stali nierdzewnej wynosiła 25 mikronów na Pioneerze 10 i 50 mikronów na Pioneerze 11. Oba instrumenty scharakteryzowały środowisko meteoroidów w zewnętrznym Układzie Słonecznym, a także w pobliżu Jowisza i Saturna.
W ramach przygotowań do misji Apollo na Księżyc trzy satelity Pegasus zostały wystrzelone przez rakietę Saturn 1 na orbitę bliską Ziemi. Każdy satelita zawierał 416 pojedynczych detektorów meteoroidów o łącznej powierzchni wykrywania około 200 m 2 . Detektory składały się z aluminiowych arkuszy penetracyjnych o różnych grubościach: 171 m2 o grubości 400 mikronów, 16 m2 o grubości 200 mikronów i 7,5 m2 o grubości 40 mikronów. Za tymi arkuszami penetracyjnymi umieszczono mylar o grubości 12 mikronów detektory kondensatorów, które rejestrowały penetrację leżącej nad nimi blachy. Wyniki pokazały, że zagrożenie meteoroidami jest znaczne i należy wdrożyć metody ochrony przed meteoroidami w przypadku dużych pojazdów kosmicznych.
W 1986 roku misje Vega 1 i Vega 2 zostały wyposażone w nowy detektor pyłu, opracowany przez Johna Simpsona , który wykorzystywał folie PVDF z polifluorku winylidenu . Materiał ten reaguje na uderzenia pyłu, generując ładunek elektryczny w wyniku powstawania kraterów uderzeniowych lub penetracji. Ponieważ detektory PVDF są również wrażliwe na wibracje mechaniczne i cząstki energetyczne, detektory wykorzystujące PVDF działają zadowalająco dobrze jako detektory pyłu o dużej częstotliwości w bardzo zapylonych środowiskach, takich jak kometa komety lub pierścienie planetarne (jak to miało miejsce w przypadku sondy Cassini-Huygens analizator kosmicznego pyłu ). Na przykład podczas Stardust Dust Flux Monitor Instrument (DFMI) wykorzystywał detektory PVDF do badania pyłu w śpiączce komety Wild 2 . Jednak w środowiskach o niskim zapyleniu, takich jak przestrzeń międzyplanetarna, ta czułość sprawia, że detektory są podatne na szum. Z tego powodu detektory PVDF w Venetia Burney Student Dust Counter wymagały również ekranowanych detektorów referencyjnych w celu określenia poziomu szumów tła.
Nowoczesne detektory mikrofonów
Podczas przelotu obok komety Halleya w odległości 600 km sonda Giotto była chroniona przed pyłem kosmicznym przez przednią osłonę Whipple'a o grubości 1 mm (średnica 1,85 m) i tylną osłonę Kevlar o grubości 12 mm . Na przedniej osłonie przeciwpyłowej zamontowano trzy piezoelektryczne czujniki pędu Dust Impact Detection System (DIDSY). Na tylnej osłonie zamontowano czwarty czujnik pędu. Te detektory mikrofonowe wraz z innymi detektorami mierzyły rozkład pyłu w wewnętrznej komecie komety. Instrumenty te mierzyły również pył podczas Giotto spotkanie z kometą 26P/Grigg-Skjellerup .
Na sondzie Mercury Magnetospheric Orbiter misji BepiColombo , Mercury Dust Monitor (MDM) będzie mierzyć pyłowe środowiska przestrzeni międzyplanetarnej i Merkurego . MDM składa się z czterech piezoelektrycznych czujników ceramicznych wykonanych z tytanianu cyrkonianu ołowiu , z których będą rejestrowane i analizowane sygnały uderzenia.
Przypadkowe wykrywacze kurzu
Większość instrumentów na statku kosmicznym lecącym w środowisku gęstego pyłu doświadcza skutków uderzenia pyłu. Wybitnym przykładem takiego instrumentu był podsystem fal plazmowych (PWS) na statkach kosmicznych Voyager 1 i Voyager 2 . PWS dostarczyło przydatnych informacji na temat lokalnego środowiska pyłowego. Początkowo Asteroid Meteoroid Detector (AMD), który wcześniej latał na Pioneerach 10 i 11, został wstępnie wybrany do ładunku Voyagera. Jednakże, ponieważ istniały wątpliwości co do jego działania, instrument został odznaczony, a zatem żaden dedykowany instrument pyłowy nie był przewożony ani przez Voyagera 1, ani przez 2.
Podczas przelotu sondy Voyager 2 przez system Saturn, PWS wykrył intensywny szum impulsowy wyśrodkowany na płaszczyźnie pierścienia w odległości 2,88 promienia Saturna, nieco poza pierścieniem G. Hałas ten przypisywano cząsteczkom wielkości mikrona uderzającym w statek kosmiczny. Wykrywanie pyłu in situ przez Cassini Cosmic Dust Analyzer i obserwacje kamerą zewnętrznych pierścieni potwierdziły istnienie rozszerzonego pierścienia G. Również podczas przelotów sondy Voyager w pobliżu Urana i Neptuna zaobserwowano koncentrację pyłu w płaszczyznach równikowych.
Podczas przelotu komety 21P/Giacobini-Zinner przez International Cometary Explorer , instrument plazmowy zaobserwował uderzenia pyłu.
Chociaż instrumenty fal plazmowych na różnych statkach kosmicznych twierdziły, że wykrywają pył, dopiero w 2021 roku zaprezentowano model generowania sygnałów na antenach fal plazmowych przez uderzenia pyłu, oparty na testach akceleratora pyłu.
Detektory jonizacji uderzeniowej
jonizacji uderzeniowej to najbardziej udane detektory pyłu w kosmosie. Za pomocą tych detektorów zbadano środowisko pyłu międzyplanetarnego między Wenus a Jowiszem .
Zderzeniowe detektory jonizacyjne wykorzystują jednoczesną detekcję jonów dodatnich i elektronów po uderzeniu pyłu w stały cel. Ta zbieżność umożliwia odróżnienie od szumu na pojedynczym kanale. Pierwszy udany detektor pyłu w przestrzeni międzyplanetarnej w odległości około 1 AU został oblatany na Pioneer 8 i Pioneer 9 . Detektory Pioneer 8 i 9 miały czułe obszary docelowe 0,01 m2 . Oprócz pyłu międzyplanetarnego na orbitach ekscentrycznych wykrył pył na orbitach hiperbolicznych – czyli pył opuszczający Układ Słoneczny. The HEOS 2 był pierwszym detektorem, który wykorzystywał geometrię półkuli, podobnie jak wszystkie kolejne detektory statków kosmicznych Galileo i Ulysses oraz detektory LDEX w misji LADEE. Półkulista tarcza o powierzchni 0,01 m 2 zbierała elektrony z uderzenia, a jony były zbierane przez centralny kolektor jonów. Sygnały te posłużyły do określenia masy i prędkości uderzonego meteoroidu. Detektor kurzu HEOS 2 zbadał środowisko pyłu ziemskiego w promieniu 10 promieni Ziemi.
Bliźniacze detektory pyłu Galileo i Ulysses zostały zoptymalizowane do pomiarów pyłu międzyplanetarnego w zewnętrznych częściach Układu Słonecznego. Czułe obszary docelowe zostały powiększone dziesięciokrotnie do 0,1 m2, aby poradzić sobie z oczekiwanymi niskimi strumieniami pyłu. Aby zapewnić wiarygodne dane dotyczące wpływu pyłu nawet w surowym środowisku Jowisza, w środku kolektora siatki jonowej dodano elektronowy kanałtron . W ten sposób zderzenie zostało wykryte przez potrójną koincydencję trzech sygnałów ładowania. 2,5-tonowy statek kosmiczny Galileo został wystrzelony w 1989 roku i przez 6 lat krążył w przestrzeni międzyplanetarnej między orbitami Wenus i Jowisza i mierzył pył międzyplanetarny. Ważący 370 kg statek kosmiczny Ulysses został wystrzelony rok później i udał się na bezpośrednią trajektorię do Jowisza, do którego dotarł w 1992 r., wykonując manewr wychylenia , który umieścił statek kosmiczny na heliocentrycznej orbicie o nachyleniu 80 stopni. W 1995 roku Galileo rozpoczął swoją 7-letnią drogę przez system Jowisza kilkoma przelotami obok wszystkich księżyców Galileusza . Po przelocie obok Jowisza, Ulysses zidentyfikowali przepływ pyłu międzygwiezdnego przetaczającego się przez Układ Słoneczny oraz strumienie nanopyłu emitowane z dużą prędkością, które są emitowane z Jowisza, a następnie łączą się z polem magnetycznym Słońca. Ponadto Galileo wykrył chmury wyrzucane wokół księżyców Galileusza.
Lunar Dust Experiment (LDEX) na pokładzie misji Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer (LADEE) to mniejsza wersja detektorów pyłu Galileo i Ulysses . Najbardziej czułym detektorem ładunku uderzeniowego jest płytka mikrokanałowa (MCP) za centralną siatką ogniskującą. LDEX ma czułą powierzchnię 0,012 m2 . Celem instrumentu było wykrycie i analiza środowiska pyłu księżycowego. Od 16 października 2013 r. do 18 kwietnia 2014 r. LDEX wykrył około 140 000 uderzeń pyłu na wysokości 20–100 km nad powierzchnią Księżyca. Znalazł rzadką i trwałą, asymetryczną chmurę wyrzucaną wokół Księżyca, która jest spowodowana uderzeniami meteorytów w powierzchnię Księżyca. Na podstawie tych danych stwierdzono, że około 40 μm/mln księżycowego regolitu jest redystrybuowane w wyniku bombardowań meteorytowych. Oprócz ciągłego bombardowania meteorytami, strumienie meteorytów powodują tymczasowe ulepszenia chmury wyrzucanej.
Analizatory składu pyłu
Helios Micrometeoroid Analyzer był instrumentem in-situ do analizy składu kosmicznego pyłu. W 1974 roku instrument został przeniesiony przez sondę Helios z orbity Ziemi na odległość 0,3 jednostki astronomicznej od Słońca. Celem analizatora mikrometeoroidów było określenie przestrzennego rozkładu pyłu w wewnętrznym układzie planetarnym oraz poszukiwanie zmian w składzie i właściwościach fizycznych mikrometeoroidów . Instrument składał się z dwóch spektrometrów masowych czasu przelotu z jonizacją uderzeniową (czujnik ekliptyki i południa) o łącznej powierzchni docelowej około 0,01 m 2 . Jeden czujnik był osłonięty krawędzią statku kosmicznego przed bezpośrednim działaniem promieni słonecznych, podczas gdy drugi czujnik był chroniony przed intensywnym promieniowaniem słonecznym przez cienką aluminiowaną warstwę parylenu. Te analizatory mikrometeoroidów zostały skalibrowane z szeroką gamą materiałów w akceleratorach pyłu w Instytucie Fizyki Jądrowej im. Maxa Plancka w Heidelbergu oraz w Ames Research Center w Moffet Field. Rozdzielczość masowa widm masowych czujników Helios była niska: . Czujnik południowy zarejestrował nadmiar uderzeń w porównaniu z czujnikiem ekliptyki. Na podstawie badań penetracji Helios zinterpretowano, że nadmiar był spowodowany meteoroidami o niskiej gęstości ( < 1000 kg / m 3 ), które były osłonięte przed do czujnika ekliptyki . Widma masowe wahają się od tych z dominującymi małymi masami (do 30 m u ), kompatybilne z krzemianami, do tych o dominujących dużych masach (między 50 a 60 m u ), kompatybilne z żelazem i jonami cząsteczkowymi. W danych zidentyfikowano strumienie meteoroidów, a nawet cząsteczki pyłu międzygwiezdnego .
Bliźniacze analizatory masy pyłu były używane w misjach komety Halleya w 1986 roku Vega 1 , Vega 2 i Giotto . Te statki kosmiczne przeleciały obok komety w odległości 600-1000 km z prędkością 70-80 km/s. PUMA ( Vega ) i PIA ( Giotto ) zostały opracowane przez Jochena Kissela z Instytutu Fizyki Jądrowej im. Maxa Plancka w Heidelbergu . Cząstka pyłu uderzająca w mały (ok. 5 cm 2 ) cel generowała jony w wyniku jonizacji uderzeniowej . Instrumentami były spektrometry masowe typu czasu przelotu typu reflektronowego o wysokiej rozdzielczości masowej ( R ≈ 100) . Instrumenty mogły rejestrować do 500 uderzeń na sekundę. Podczas przelotów komet instrumenty zarejestrowały obfitość małych cząstek o masie mniejszej niż 10-14 gramów . Oprócz niezrównoważonych krzemianów wiele cząstek było bogatych w lekkie pierwiastki, takie jak wodór , węgiel , azot i tlen . Sugeruje to, że większość cząstek składała się głównie z rdzenia chondrytowego z ogniotrwałym płaszczem organicznym.
Cometary and Interstellar Dust Analyzer (CIDA) był pilotem misji Stardust . W styczniu 2004 roku Stardust przeleciał obok komety Wild 2 w odległości 240 km z prędkością względną 6,1 km/s. W lutym 2011 Stardust przeleciał obok komety Tempel 1 w odległości 181 km z prędkością 10,9 km/s. Podczas międzyplanetarnego rejsu pomiędzy spotkaniami komet nadarzyły się dogodne okazje do analizy międzygwiezdnego strumienia pyłu odkrytego wcześniej przez Ulissesa . CIDA jest pochodną jonizacji uderzeniowej spektrometry masowe używane w misjach Giotto , Vega 1 i Vega 2 . Cel uderzenia wygląda na bok statku kosmicznego, podczas gdy główna część instrumentu jest chroniona przed pyłem poruszającym się z dużą prędkością. Ma czułą powierzchnię około 100 cm2 i rozdzielczość masową R ≈ 250. Oprócz trybu jonów dodatnich, CIDA posiada również tryb jonów ujemnych dla lepszej czułości cząsteczek organicznych. Widma 75 uzyskane podczas przelotów komety wskazują na dominację materii organicznej; w jednym widmie wykryto również jony siarki. W 45 widmach uzyskanych podczas fazy przelotowej sprzyjających wykrywaniu cząstek międzygwiazdowych zasugerowano pochodne chinonu jako składniki składnika organicznego.
Cosmic Dust Analyzer (CDA) został wysłany na misję Cassini na Saturna . CDA to wielkopowierzchniowy (całkowity obszar czułości 0,1 m 2 ) wieloczujnikowy przyrząd do wykrywania pyłów, który obejmuje chemiczny analizator pyłu o średniej rozdzielczości ( R ≈ 20–50) o powierzchni 0,01 m2 , wysoce niezawodny detektor jonizacji uderzeniowej o powierzchni 0,09 m2 oraz dwa detektory o dużej szybkości spolaryzowanego fluorku poliwinylidenu (PVDF) o powierzchniach czułości 0,005 m 2 i 0,001 m 2 odpowiednio. Podczas 6-letniego rejsu na Saturna CDA przeanalizował pył międzyplanetarny , strumień pyłu międzygwiezdnego oraz strumienie pyłu Jowisza . Najważniejszym wydarzeniem było wykrycie elektrycznych ładunków pyłu w przestrzeni międzyplanetarnej i magnetosferze Saturna . W ciągu następnych 13 lat Cassini wykonał 292 okrążenia wokół Saturna (2004–2017) i zmierzył kilka milionów uderzeń pyłu, które charakteryzują pył głównie w pierścieniu E Saturna . W 2005 roku, podczas bliskiego przelotu sondy Cassini w pobliżu Enceladus w odległości 175 km od powierzchni CDA odkryło aktywne lodowe gejzery. Szczegółowe analizy składu odkryły bogate w sól ziarna lodu wodnego w pobliżu Enceladusa, co doprowadziło do odkrycia dużych zbiorników płynnej wody oceanicznej pod lodową skorupą księżyca. Analizy ziaren międzygwiazdowych w odległości Saturna wskazują na bogate w magnez ziarna o składzie krzemianowo-tlenkowym, niektóre z wtrąceniami żelaza.
Teleskopy pyłowe
Teleskop pyłowy to instrument do wykonywania astronomii pyłowej. Nie tylko analizuje sygnały i jony generowane przez uderzenie pyłu w czuły cel, ale także określa trajektorię pyłu przed uderzeniem. Ten ostatni opiera się na udanym pomiarze ładunku elektrycznego pyłu przez Cosmic Dust Analyzer firmy Cassini (CDA). Czujnik trajektorii pyłu składa się z czterech płaszczyzn równoległych drutowych elektrod wykrywających położenie. Testy akceleratorów pyłu pokazują, że trajektorie pyłu można określić z dokładnością do 1% prędkości i 1° w kierunku. Drugim elementem Teleskopu Pyłowego jest Wielkopowierzchniowy Analizator Masy: reflektronowy analizator masy czasu przelotu o powierzchni czułej do 0,2 m 2 i rozdzielczości masy R > 150. Składa się z okrągłej tarczy z detektorem jonów za środkowym otworem. Przed celem znajduje się siatka przyspieszenia. Jony generowane przez uderzenie odbijają się od paraboloidy ukształtowaną siatkę na środkowy detektor jonów. Prototypy teleskopów pyłowych zostały zbudowane w Laboratorium Fizyki Atmosfery i Przestrzeni Kosmicznej (LASP) Uniwersytetu Kolorado w Boulder w USA oraz w Instytucie Systemów Kosmicznych Uniwersytetu w Stuttgarcie w Niemczech i przetestowane w odpowiednich akceleratorach pyłu.
Analizator pyłu powierzchniowego (SUDA) na pokładzie misji Europa Clipper jest opracowywany przez Sachę Kempfa i współpracowników z LASP. SUDA będzie zbierać przestrzennie rozdzielone mapy kompozycyjne Europy , księżyca Jowisza wzdłuż naziemnych śladów orbitera Europa i szukać pióropuszy. Przyrząd jest w stanie wykryć śladowe ilości związków organicznych i nieorganicznych w wyrzucanym lodzie. Start Europa Clipper planowany jest na 2024 rok.
DESTINY + Dust Analyzer (DDA) poleci w ramach japońsko - niemieckiej misji kosmicznej DESTINY + na asteroidę 3200 Phaethon . Uważa się, że Phaethon jest źródłem Geminidów , które można obserwować z ziemi co roku w grudniu. Rozwój DDA jest prowadzony przez Ralfa Sramę i współpracowników z Instytutu Systemów Kosmicznych (IRS) na Uniwersytecie w Stuttgarcie we współpracy z firmą von Hoerner & Sulger GmbH (vH&S). DDA przeanalizuje pył międzygwiezdny i międzyplanetarny podczas rejsu do Phaethon i zbada jego środowisko pyłowe podczas spotkania; szczególnie interesujący jest udział materii organicznej. Jego uruchomienie planowane jest na 2024 rok.
Interstellar Dust Experiment (IDEX), opracowany przez Mihaly Horanyi i współpracowników z LASP, będzie latał na sondzie Interstellar Mapping and Acceleration Probe (IMAP) na orbicie wokół punktu Lagrange'a L1 Słońce-Ziemia . IDEX to wielkopowierzchniowy (0,07 m 2 ) analizator pyłu, który zapewnia rozkład masy i skład pierwiastkowy cząstek pyłu międzygwiazdowego i międzyplanetarnego. Wersja laboratoryjna instrumentu IDEX została wykorzystana w akceleratorze pyłu działającym na Uniwersytecie Kolorado w celu zebrania widma masowego jonizacji uderzeniowej dla szeregu próbek pyłu o znanym składzie. Jego uruchomienie planowane jest na 2025 rok.
Analizy zebranego pyłu
Znaczenie księżycowych próbek i księżycowej gleby dla nauki o pyle polegało na tym, że dostarczyły one zapisu kraterów uderzeniowych meteoroidów. Jeszcze ważniejsze są kosmochemiczne — z ich składu izotopowego , pierwiastkowego , molekularnego i mineralogicznego można wyciągnąć ważne wnioski, na przykład dotyczące hipotezy powstania Księżyca w wyniku gigantycznego uderzenia . W latach 1969-1972 sześć misji Apollo zebrało 382 kilogramy księżycowych skał i gleba . Próbki te są dostępne do projektów badawczych i dydaktycznych. W latach 1970-1976 trzy statki kosmiczne Luna zwróciły 301 gramów materiału księżycowego. W 2020 roku Chang'e 5 zebrał 1,7 kg materiału księżycowego.
W 1950 roku Fred Whipple wykazał, że mikrometeoroidy mniejsze niż rozmiar krytyczny (~ 100 mikrometrów) są zwalniane na wysokościach powyżej 100 km wystarczająco wolno, aby wypromieniowywać energię tarcia bez topnienia. Takie mikrometeoryty osadzają się w atmosferze i ostatecznie osadzają się na ziemi. Najskuteczniejszą metodą zbierania mikrometeorytów są samoloty latające na wysokości ~20 km ze specjalnymi kolektorami pokrytymi olejem silikonowym, które wychwytują ten pył. Na niższych wysokościach te mikrometeoryty mieszają się z pyłem ziemskim. Don Brownlee jako pierwszy niezawodnie zidentyfikował pozaziemską naturę zebranych cząstek pyłu na podstawie ich skład chondrytowy . Te próbki pyłu stratosferycznego są dostępne do dalszych badań.
Stardust była pierwszą misją, podczas której zwrócono próbki z komety i przestrzeni międzygwiezdnej. W styczniu 2004 roku Stardust przeleciał obok komety Wild 2 w odległości 237 km z prędkością względną 6,1 km/s. Jego odpylacz składał się z 0,104 m2 aerożelu i 0,015 m2 folii aluminiowej; jedna strona detektora była wystawiona na przepływ pyłu kometarnego. Stardust były mieszanką różnych składników, w tym ziaren przedsłonecznych , takich jak bogaty w 13 C węglik krzemu ziarna, szeroki zakres fragmentów przypominających chondrule i kondensaty wysokotemperaturowe, takie jak wtrącenia wapniowo-glinowe znalezione w prymitywnych meteorytach, które zostały przetransportowane do zimnych obszarów mgławicowych. W okresie od marca do maja 2000 r. i od lipca do grudnia 2002 r. sonda znajdowała się w dogodnej pozycji do zbierania pyłu międzygwiazdowego z tyłu kolektora próbek. Po zwróceniu kapsuły z próbką w styczniu 2006 r. Tace zbierające zostały sprawdzone i zidentyfikowano tysiące ziaren z Comet Wild 2 i siedem prawdopodobnych ziaren międzygwiazdowych. Ziarna te są dostępne do nauczania i badań w biurze NASA Astromaterials Curation Office.
Pierwsze próbki asteroid zostały zwrócone przez misje JAXA Hayabusa . Hayabusa napotkał asteroidę 25143 Itokawa w listopadzie 2005 r., pobrał próbki powierzchni i wrócił na Ziemię w czerwcu 2010 r. Pomimo pewnych problemów podczas pobierania próbek, zebrano tysiące cząstek o wielkości 10–100 mikronów, które są dostępne do badań w laboratoriach. Druga Hayabusa2 spotkała się z asteroidą 162173 Ryugu w czerwcu 2018 r. Około 5 g materiału powierzchniowego i podpowierzchniowego z tej prymitywnej asteroidy typu C zostały zwrócone. JAXA udostępnia około 10% zebranych próbek NASA.
Sonda kosmiczna Rosetta krążyła wokół komety 67P/Czuriumow-Gierasimienko od sierpnia 2014 do września 2016. W tym czasie instrumenty Rosetty analizowały środowisko jądra, pyłu, gazu i plazmy. Rosetta zabrała zestaw zminiaturyzowanych, wyrafinowanych instrumentów laboratoryjnych do badania zebranych cząstek pyłu kometarnego. Wśród nich był wysokiej rozdzielczości spektrometr masowy jonów wtórnych COSIMA (Cometary Secondary Ion Mass Analyzer), który analizował skład skalisty i organiczny zebranych cząstek pyłu, mikroskop sił atomowych MIDAS (Micro-Imaging Dust Analysis System), który badał morfologię i właściwości fizyczne cząstek pyłu wielkości mikrometrów, które zostały osadzone na płytce kolektora, a także dwuogniskowy magnetyczny spektrometr masowy (DFMS) i reflektronowy spektrometr masowy czasu przelotu (RTOF ) ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis) do analizy gazu kometarnego i lotnych składników cząstek kometarnych. Lądownik Rosetta Philae przeprowadził chromatografię gazową ze spektrometrią mas Eksperyment COSAC mający na celu analizę cząsteczek organicznych w atmosferze komety i na jej powierzchni.