Yohkoh (, 'Raig de sol'), conegut abans del llançament com a Solar-A, va ser una nau espacial d'observatori solar de l'Institut de Ciències Espacials i Astronàutiques (Japó), en col·laboració amb agències espacials dels Estats Units (NASA) i el PPARC del Regne Unit. Va ser llançat a l'òrbita terrestre baixa el 30 d'agost de 1991 pel coet M-3SII des del Centre Espacial d'Uchinoura. Va prendre la seva primera imatge de raigs X tous el 13 de setembre de 1991, a les 21:53:40, i les representacions cinematogràfiques de la corona de raigs X entre 1991 i 2001 estan disponibles al lloc web Yohkoh Legacy.
Descripció miniatura|Maqueta del Yohkoh al Centre Infantil de la Ciutat de Noshiro El satèl·lit estava estabilitzat en tres eixos i en una òrbita gairebé circular. Portava quatre instruments: un telescopi de raigs X tous (SXT), un telescopi de raigs X durs (HXT), un espectròmetre de cristall Bragg (BCS) i un espectròmetre de banda ampla (WBS). Cada dia es generaven uns 50 MB i s'emmagatzemaven a bord mitjançant una gravadora de memòria de bombolla de 10,5 MB.
miniatura|Sol vist pel Soft X-Ray Telescope (SXT) a bord del satèl·lit Yohkoh en òrbita (8 de maig de 1992). Com que l'SXT utilitzava un dispositiu de càrrega acoblada (CCD) com a dispositiu de lectura, sent el primer telescopi astronòmic de raigs X a fer-ho, el seu "cub de dades" d'imatges era extens i convenient, i revelava molts detalls interessants sobre el comportament de la corona solar.
Les observacions anteriors de raigs X solars tous, com les de Skylab, s'havien restringit a la pel·lícula com a dispositiu de lectura. Per tant, el Yohkoh va retornar molts resultats científics nous, especialment pel que fa a les erupcions solars i altres formes d'activitat magnètica.Yohkoh Science Nuggets
miniatura|El Sol vist pel Soft X-Ray Telescope (SXT) amb el filtre prim d'Al a bord de la nau espacial Yohkoh (7 de juliol de 1999). La missió va acabar després de més de deu anys d'observació reeixida quan va entrar en el seu mode "segur" durant un eclipsi anular el 14 de desembre de 2001, a les 20:58:33, i la nau espacial va perdre el contacte amb el Sol. Els errors operatius i altres defectes es van combinar de tal manera que els seus panells solars ja no podien carregar les bateries, que es van esgotar irreversiblement; anteriorment s'havien observat amb èxit molts altres eclipsis solars.
El 12 de setembre de 2005, la nau espacial es va cremar durant la reentrada sobre el sud d'Àsia. L'hora de la reentrada, segons la Xarxa de Vigilància Espacial estatunidenca, fou les 18:16 Hora Estàndard del Japó (JST).
Instruments El Yohkoh transportava quatre instruments:Yohkoh Analysis Guide version 2.9x / Instrument Manual. Eds. M.D.Morrison, R.D.Bentley. 1999.
El Soft X-ray Telescope (SXT) era un telescopi de raigs X amb un mirall d'incidència rozant i un sensor CCD. També hi havia un telescopi òptic coalineat que utilitzava el mateix CCD, però després de la fallada del filtre d'entrada el novembre de 1992 va quedar inutilitzable.
El CCD tenia 1024×1024 píxels amb una mida angular de píxel de 2,45″×2,45″, una funció de punt dispers (amplada a la meitat del màxim o FWHM) d'uns 1,5 píxels (és a dir, 3,7″) i un camp de visió de 42′×42′, que era una mica més gran que tot el disc solar. La resolució temporal típica era de 2 s en mode d'erupció i de 8 s en mode quietud (sense erupció), amb una resolució temporal màxima de 0,5 s.
Per a la discriminació espectral, el SXT utilitzava filtres de banda ampla instal·lats en una roda de filtres. Hi havia cinc posicions de filtre utilitzables: filtre d'Al de 1265 Å de gruix (banda de pas de 2,5 Å–36 Å), filtre d'Al/Mg/Mn (2,4 Å–32 Å), filtre de Mg de 2,52 μm (2,4 Å–23 Å), filtre d'Al d'11,6 μm (2,4 Å–13 Å) i filtre de Be de 119 μm (2,3 Å–10 Å). Abans de la fallada del filtre d'entrada el novembre de 1992, hi havia tres posicions de filtre més disponibles: sense filtre d'anàlisi (2,5 Å–46 Å), filtre òptic de banda ampla (4600 Å–4800 Å) i filtre òptic de banda estreta (4290 Å–4320 Å).
El Hard X-ray Telescope (HXT) era un aparell de raigs X per síntesi de Fourier amb 64 col·limadors de doble graella que mostrejaven el pla (u,v) i alimentaven detectors individuals de comptadors de cintil·lació. El HXT era sensible a fotons amb energies de 14 keV a 93 keV; aquest rang es dividia en quatre bandes d'energia (anomenades L, M1, M2 i H). La resolució angular era d'uns 5″, el camp de visió de síntesi d'imatge era de 2′×2′ i la resolució temporal màxima era de 0,5 s.
L'Espectròmetre de cristall de Bragg (BCS) constava de dos espectròmetres de cristall corbat sensibles en quatre línies espectrals: la línia de l'ió Fe XXVI (1,76 Å–1,81 Å), de l'ió Fe XXV (1,83 Å–1,90 Å), de l'ió Ca XIX (3,16 Å–3,19 Å) i de l'ió S XV (5,02 Å–5,11 Å). La resolució espectral variava en el rang de λ/Δλ=3000–8000, la resolució temporal típica en mode d'erupció era de 8 s i la màxima de 0,125 s. El BCS integrava la radiació sobre tot el disc solar.
L'Espectròmetre de banda ampla (WBS) tenia capacitats espectroscòpiques en una àmplia banda d'energia des de 3 keV fins a 100 MeV. El WBS era un conjunt de quatre subinstruments; cadascun d'ells emetia un comptatge d'impulsos (PC, de l'anglès Pulse Count) corresponent a la intensitat integrada sobre una banda, i un perfil d'alçada d'impulsos (PH, de l'anglès Pulse Height) que corresponia a l'espectre. La resolució temporal per al PC (0,125 s–4 s per als diferents subinstruments i modes) era entre 8 i 16 vegades millor que per al PH (1 s–32 s). El WBS integrava la radiació sobre tot el Sol i no resolia la posició de la font. L'Espectròmetre de raigs X tous (SXS) constava de dos comptadors proporcionals de gas amb una banda d'energia nominal de 5 keV–40 keV, que es dividia en dos canals de PC i 128 canals de PH. Després del llançament es va descobrir que la relació entre el PH i l'energia estava distorsionada. L'any 1999 no hi havia cap calibratge d'energia disponible per a les dades de PH del WBS. L'Espectròmetre de raigs X durs (HXS) era un cintil·lador de NaI(Tl). La banda d'energia després de juny de 1992 era de 24 keV–830 keV. Es dividia en 2 canals de PC i 32 canals de PH. L'Espectròmetre de raigs gamma (GRS) constava de dos cintil·ladors de germanat de bismut idèntics. Co cobria un rang d'energia de 0,3 MeV–100 MeV, dividit en 6 canals de PC i 128+16 canals de PH. El Monitor dels cinturons de radiació (RBM), a diferència dels altres tres, no estava destinat a les observacions d'erupcions solars sinó a donar l'alarma en cas de pas pels cinturons de radiació.
Resultats científics El telescopi de raigs X durs HXT va ser el primer a obtenir una imatge d'erupcions solars a energies superiors a 30 keV. La sensibilitat de l'HXT era 100 vegades més gran que la de l'instrument similar transportat per la Missió Solar Maximum. Mentrestant, el telescopi de raigs X tous SXT va ser el primer a proporcionar imatges d'ejeccions de massa coronal. Gràcies al rendiment d'aquests instruments, es van fer diversos descobriments utilitzant dades recollides pel Yohkoh, en particular que la corona solar evoluciona en múltiples escales de temps i que els fenòmens explosius com les erupcions solars es deuen a reconnexions magnètiques.
Referències
Enllaços externs
JAXA/ISAS Yohkoh legacy home page SXT project page SXT observation images Encyclopædia Britannica, Yohkoh NASA/NSSDC information on Yohkoh U.S.-European-Japanese Workshop on Space Cooperation: Summary Report, 1999
Categoria:Astronomia Categoria:Eclipsis